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Full text of "La planète Mars et ses conditions d'habitabilité ..."

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LA 



PLANÈTE MARS 



ŒUVRES DE CAMILLE FLAMMARION. 

Astronomie populaire. Exposition des grandes découvertes de l'Astronomie 
moderne. Un vol. in-8», illustré de 400 figures, cartes célestes, etc. Ouvrage 
couronné par TAcadémie française. Nouvelle édition, 1890. 100* mille 12'' « 

Les Étoiles et les Curiosités du Ciel. Supplément de Y Astronomie populaire. 
Description complète du Ciel, étoile par étoile. Instruments, Catalogues, etc. 
Un vol. in-8% illustré de 400 gravures, cartes et chromolithographies. 45* mille. 12 » 

Les Terres du Ciel. Description physique des planètes de notre système et étude 
des conditions actuelles de la vie à leur surface. Un vol. gr. in-8% illustré de 
photographies célestes, vues télescopiques, cartes et 400 figures. 45» mille. . . 12 » 

L'Atmosphère. Météorologie populaire. Nouvelle édition, illustrée de 307 figures, 
15 planches en chromotypographie et 2 cartes en couleur 12 » 

Le Monde avant la création de THomme. Origines du monde. Origines delà vie. 
Origines de l'humanité. Un vol. in-8% illustré de iOO figures, 5 aquarelles, 
8 cartes eu couleur. 50* mille 12 » 

Astronomie sidérale. Les Étoiles doubles. Catalogue des étoiles multiples en 
mouvement. Un vol. in-8' 8 » 

Études sur TAstronomle. Recherches sur (iiversf>s questions. 9 vol. in 12. 
Le volume 2 50 

Uranle. Un vol. in- 18, illustrations de Faléro, E. Bayard, etc. (Collection Guil- 
laume), 22* mille 3 50 

Dans le Ciel et sur la Terre. Perspectives et harmonies. Un vul. in- 18, orné 
de 4 eaux-fortes de KauflFmann 5 o 

La Pluralité des Mondes habités, au point de vue de TAstronomie, de la Phy- 
siologie et de la Philosophie naturelle. 3i* édition. Un vol. in-18 avec figures. 3 50 
Le même ouvrage, édition bijou 4 » 

Les Mondes Imaginaires et les Mondes réels. Revue des Théories humaines 
sur les habitants des Astres. 21* édition. Un vol. in-18 3 50 

Dieu dans la Nature, ou le Spiritualisme et le Matérialisme devant la Science 
moderne. 22* édition. Un fort vol. in-18 avec portrait 4 » 

Récits de rinfinl. —Lumen. La Vie universelle et éternelle. Un vol. in-18. . . 3 50 

Les Derniers Jours d*un Philosophe. Entretiens sur la Nature et sur les Sciences, 

• de sir Humphry Davy. Traduit de l'anglais et annoté. Un vol. in-18 3 50 

Mes Voyages aériens. Journal de bord de douze voyages en ballon, avec plans 
topographiques. Un vol. in-18, nouvelle édition 3 50 

Contemplations scientifiques. Première série. Un vol. in-18; 1870 3 50 

Ck>ntemplatlons scientifiques. Deuxième série. Un vol. in-18; 1887 3 50 

Les Merveilles célestes. Lectures du soir. Un vol. in-i8, illustré. 44* mille . . 2 25 

Petite Astronomie descriptive. Un vol in-18, illustré de 100 figures 1 25 

Lumen. Collection des auteurs célèbres. Petit in-18 » 60 

Rêves étoiles. Petit in-18 » 60 

L*éruptlon du Krakatoa et les tremblements de terre. Petit in-i8 « 60 

Copernic et la découverte du système du Monde. Petit in-18 » 60 

Qu*est-ce que le Ciel? Astronomie élémentaire, avec figures o 75 

Grande Carte céleste, contenant toutes les étoiles visibles îi Tœil nu, étoiles 
doubles, nébuleuses, etc. Grand format : l'",20 sur 0", 90 6 » 

Planisphère mobile, donnant la position des étoiles visibles tous les jours de 
Tannée à une heure quelconque. Monté sur fort carton 8 »> 

Carte géographique de la Lune. Grand format : diamètre 0", 64 8 » 

Globes géographiques de la Lune et de la planète Mars 5 i> 



PLANETE MARS 



CONDITIONS D'HABITABILITE. 



SYNTHÈSE GÉNÉRALE DE TOUTES LES OBSERVATIONS. 

CLEHATOLOGEE, UÉTËOROLOGIE, 

ARÉOGnAPHIE, CONTINENTS, HBR3 ET RIVAGES, EAUX ET NEIGES, 

SAISONS, VARIATIONS OBSERVÉES. 

ILLUSTRÉ DE 580 OESSIHS TtLESCOPIQDES ET 23 CARTES, 



CAMILLE FLAMMARION. 




Ud coId du PUMHlu <lc !Urs. 



PARIS, 

6AUTHIER-VILLARS ET FILS, IMPRIMEURS-LIBRAIRES 

DE l'observatoire DE PARIS, 

Qwtl dea GrRnds-AngtiBtlns, 66 

I8'J2 



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MICROFILM AVAILABLE 



IV^-'nI 



PRÉFACE. 



»»♦< 



L'Astronomie ne doit pas s'arrêter 
à la mesure des positions des astres : 
elle doit s'élever jusqu'à l'étude de 
leur nature. 

En cédant au désir qui nous a été exprimé de voir publier un Ouvrage spécial 
sur la planète Mars, établissant et fixant Tétat actuel de nos connaissances posi- 
tives sur la constitution physique de ce monde voisin, dont Tétude est déjà, en 
effet, assez avancée pour mériter une synthèse et une discussion générale, nous 
avons longtemps hésité sur la méthode à employer pour arriver au meilleur ré- 
sultat scientifique. 

Deux méthodes se présentaient tout naturellement à l'esprit. 

Ou bien classer nos diverses observations et études de Mars en chapitres spé- 
ciaux, tels que : distance à la Terre, révolution autour du Soleil, années, jours, 
saisons, climats, calendrier, lumière, chaleur, masse, densité, pesanteur, volume, 
géographie, continents, mers, neiges polaires, atmosphère, eaux et nuages, 
mouvements et changements observés, satellites, etc., et traiter chacun de ces 
sujets séparément; ou bien prendre la planète dans son ensemble et exposer 
simplement dans leur ordre historique, chronologique, tous les progrès réalisés 
par les observations et par les déductions qui en résultent. 

Nous avons choisi la seconde méthode, d'abord parce qu'elle nous a paru plus 
intéressante, en ce qu'elle placera devant nos yeux la marche des faits et des idées, 
qu'elle écrira d'elle-même l'histoire astronomique de la planète, et que, par là, 
nous nous rendrons mieux compte du développement graduel de nos connais- 
sances, ensuite parce qu'un sujet domine tous les autres dans l'étude de ce monde 
voisin et eût fourni un chapitre plus considérable à lui seul que tout le reste 
ensemble, c'est celui de sa géographie physique ^ mers, continents et glaces 
polaires. C'est là, sans contredit, Tobjet principal et essentiel des observations 
télescopiques. Il nous a donc paru plus logique d'exposer dans leur ordre chrono- 
logique les études faites jusqu'à ce jour sur ce monde qui, par sa proximité de la 
Terre et par sa situation favorable pour nos observations, paraît appelé à répondre 
le premier aux grandes et profondes questions que Thumanité pensante s'est 
posées dans tous les siècles, en face des silencieuses énigmes du Ciel étoile. 

Un traité technique expose ce que nous savons ; la méthode historique nous 
apprend comment les choses ont été apprises. Il y a ici un avantage, les progrès 



VI PRÉFACE. 

de la Science parlent d'eux-mêmes et rendraient superflu tout embellissement 
littéraire. 

On peut convenir, d'ailleurs, que le moment est bien choisi pour une recherche 
du genre de celle-ci. L'étude astronomique de la planète Mars est très avancée. 
Nous possédons un très grand nombre d'observations et d'excellentes, commen- 
cées depuis deux siècles et demi et qui sont allées sans cesse en se perfectionnant. 
Mais ces observations auraient beau s'entasser par centaines et par milliers, elles 
ne serviraient jamais à rien si Pon n'entreprenait de les comparer toutes ensemble 
et d'en faire la synthèse complète afin d'en dégager tout ce que nous en pourrons 
tirer pour la connaissance de cette planète. 

L'Astronomie mathématique devait évidemment conduire à l'Astronomie phy- 
sique, sans laquelle, d'ailleurs, elle perdrait la majeure partie de son intérêt. 
Chercheurs du grand problème, ne voyons pas seulement des pierres en mouve- 
ment dans l'espace. Les masses sidérales ne sont pas tout; la valeur du Soleil 
ne consiste pas seulement dans son poids, non plus que celle de la Terre. Le 
philosophe voit plus haut et plus loin : il cherche le but. Il admire les bases méca- 
niques du système de l'Univers, mais ne s'y arrête point. Lorsqu'il contemple au 
télescope un monde perdu au fond de l'immensité, il peut s'intéresser à sa distance, 
à ses mouvements et à sa masse, mais il veut savoir davantage et se demande 
quelle est la nature de ce monde, quelle est sa constitution physique au point de 
vue de son habitabilité. Voilà ce qui l'intéresse; le reste n'est que la voie qui 
doit conduire au but. 

Dès le temps de Galilée, l'Astronomie physique était fondée ( * ). Ses progrès ne 
pouvaient être que directement liés à ceux de l'Optique, et, en effet, ils ont suivi 
graduellement les perfectionnements apportés à la construction des lunettes et 
des télescopes, surtout en ce qui concerne l'agrandissement et, plus encore, la 
netteté des images. Mais l'ardeur des observateurs, leur patience, leur persévé- 
rance, le perfectionnement pratique de leurs méthodes, l'adaptation même de 
leur rétine à la difficulté des recherches, n'ont pas moins contribué au succès 
que les progrès de l'Optique proprement dits. 

(') Mais rarement comprise, môme par les astronomes qui se servent du mot. Ainsi 
pour n'en citer qu'un exemple, les bibliothèques astronomiques possèdent toutes, sur un 
bon rayon, le Traité d'Astronomie physique, en cinq volumes in-8, de J.-B. Biot, 
membre de l'Académie des Sciences, de TAcadémie française, de l'Académie des In- 
scriptions, du Bureau des Longitudes, professeur à la Faculté des Sciences, au Collège 
de France, etc., etc., etc. Ces cinq volumes « d'Astronomie physique » ne comprennent 
pas moins de 2916 pages — sur lesquelles il n'y en a pas un cent qui aient vraiment pour 
objet la constitution physique des corps célestes ! La constitution physique de Mars y a 
reçu, en tout, une page (tome V, 1857, p. 401). Le titre de cet Ouvrage devrait être beau- 
coup plus justement : Traité d'Astronomie mathématique. On pourrait en dire autant 
de la plupart des auteurs. Delambro, parlant des observations faites sur la rotation de 
Vénus, sur la constitution physique de Mars, sur les taches du Soleil, fait entendre que 
c'est là du temps perdu ! Etc., etc. 



PllÉFATE, Ml 

L'Ouvrage que nous entreprenons ici se pnrtage donc naturellement de lui- 
même on deux Parties. La première donnera l'exposé et la discussion de toutr'S 
les obseroalions faites sur >far3, depuis lea plua anciennes, qui datent de la pre- 
mière moitié du xvii» siède, jusqu'aux dernières. La seconde Partie résumera les 
résiiUals conclus de celte élude générale de la planète. 

Notre première Partie, d'autre part, se partagera on trois périodes. La première 
période commence avec la plus ancienne observation, de l'an I63G, et s'étend 
jusqu'à l'annÉe 1830. Elle comprend ainsi presque deux siècles. Lea dessins faits 
pendant toute cette p(5riode sont rudiitientaires et étaient absolument insufllsanls 
pour donner une id^e quelque peu exacte do la constitution physique de la pla- 
nète. La seconde période commence en 1830 et s'étend jusqu'à l'anniie I8"T. 
Elle a ÎDaugurii la géographie martienne, ou, pour parler plus exactement, l'ardo- 
graphie, Durant cette période, les grandes oppositions de Mars, les époques 
où cotte planète s'est le plus rapprochée de la Terre, ont apporté des notions do 
plus en plus étendues et de plus en plus précises sur l'état de ce mondo voisin, 
La troisième commence en 1677, par le premier plan géodésiquc (aréoddstque) 
de triangulation qui ait été fait de la surface continentale et maritime de la pia- 
note, et se continue jusqu'à l'heure actuelle par les surprenantes découvertes do 
détails faites coup sur coup pour ainsi dire dans la géographie bizarre et par- 
tiellement changeante de ce singulier pays. 

Dans la première période, on connaît de Mars son volume, sa masse, sa den- 
sité, la pesanteur à sa surface, l'inclinaison île son axe, la durée de son année et 
de ses saisons, la durée de sa rotation diurne ainsi que de ses jours et de ses 
fiuits, l'existence de ses taches polaires et leurs variations d'été et d'hiver; on 

1 devine que ce sont des neiges analogues à celles de nos pôles ; on commence 
& pensor que les lâches foncées peuvent repri^senter des mers et que lea couti- 

j nenta sont jaunes. L'atmosphère est plutôt soupçonnée qu'étudiée. 

Dans la seconde période, on trace les premières cartes géograpliiques de la 

planète, on conllrme l'assimilation des taches polaires à des neiges en constitant 

qu'elles fondent régulièrement sous l'action des rayous solaires. On reconnaît 

que la seule explication à admettre des taches foncées est de les considérer 

comme représentant des étendues d'eans et l'on s'aperçoit que leurs -^onliiurs 

[ sont soumis à des variations, on trace en détail des golfes et des embouchures 

\ de grands fleuves, on analyse chimiquement l'atmosphère au spectroscope et 

t l'on y constate la présence certaine de la vapeur d'eau ; on démontre que cette 

I fttmosphËre ne peut pas être la cause de la coloration rougeâtre de la plauëte, 

I puisque celte coloration est plus marquée au centre du disque, où l'épaisseur 

k atmosphérique traversée est moindre que sur les contours où cette coloration 

I est presque eiïacée; on trouve que la température dépend principalement, non 

de la distance au Soleil, muis de l'état de l'atmosphère (exemples : le sommet et 



VIII PKÉFACE. 

le pied du Mont-Blanc), et que certaines vapeurs, notamment la vapeur d'eau, 
exercent une influence absorbante sur les rayons calorifiques bien supérieure 
à celle de certains gaz, tels que l'oxygène et l'azote, et l'on reconnaît que les 
conditions de la vie à la surface de Mars ne diffèrent pas essentiellement de 
celles de notre planète. 

Dans la troisième pdriodc, les détails de l'ardographio sont de mieux en mieux 
distingués et étudiés, les mers, les lacs, les golfes, les détroits, les rivages sont 
dessinés, épiés, suivis avec soin, et l'on constate que les variations soupçonnées 
sont incontestables; on découvre un réseau énigmatique de lignes foncées tra- 
versant tous les continents comme un canevas trigonométrique, on propose 
d'expliquer ces aspects par des variations dans le régime des eaux, on reconnaît 
en môme temps que l'atmosphère est généralement plus pure que sur la Terre 
et que les nuages sont rares, surtout en été et vers les régions équatoriales. 
Les analogies avec la Terre s'accroissent à certains points de vue, tandis que des 
dissemblances inattendues se révèlent et se confirment. 

Ces trois périodes forment donc les divisions naturelles de la première Partie 
du présent Ouvrage. La seconde Partie donnera les résultats à conclure de toute 
cette discussion. 

Nous autres habitants de la Terre, accoutumés à juger des effets par les 
causes que nous avons sous les yeux et ne pouvant, d'ailleurs, imaginer l'in- 
connu, nous avons une difficulté extrême h expliquer les phénomènes étrangers 
à notre planète, et leur constatation seule nous plonge souvent dans le plus 
désespérant embarras. Nous observons, par exemple, sur Mars, des variations 
certaines et non médiocres dans l'étendue comme dans le ton de ses taches som- 
bres, considérées comme mers. Il n'y a rien d'analogue sur la Terre, au moins 
comme proportions. Nous observons aussi sur cette planète toute une série de 
réseaux géométriques dont les lignes réticulées et croisées sous tous les angles 
ont reçu, non sans quelque analogie, le nom de canaux. Nous n'avons aucune 
comparaison non plus sur la Terre pour nous guider dans l'explication de ces 
aspects. Il s'agit ici véritablement d'un nouveau monde, incomparablement 
plus différent du nôtre que l'Amérique de Christophe Colomb n'était différente de 
l'Europe. Saurons-nous interpréter exactement les découvertes télescopiques ? 
Tous nos efforts doivent tendre à cette interprétation, sans aucune idée préconçue 
et avec la plus complète indépendance d'esprit. 

Nous confronterons ici toutes les observations, et pour cela nous traduirons et 
résumerons les Mémoires en quelque langue qu'ils aient été écrits. 

Il est bien évident que le seul moyen d'arriver à une connaissance un peu 
précise de l'état de cette planète est de comparer entre elles ces observations. La 
méthode historique s'imposait donc pour ainsi dire d'elle-même. Les lecteurs qui 
désireront acquérir une connaissance précise de la planète que nous allons étu- 
dier auront sous les yeux toutes les pièces du procès, tous les documents. 



^Uneun UTSPÏus loin qu'URANliS.ou 4 o-^a,. 



URANUS ^ 



SATURNE i) 



JUPITER 2fi 




PLAN DU SYSTÈME SOLAIRE, A L'i^CHELLC PRÉGISB DE l""" POUR '20 MILLIONS DE KILOMÈTRES. 



X PRÉFACE. 

Nous ne voulons pas terminer cette Préface sans remercier MM. Gauthier- 
Villars du dévoué concours qu'ils nous ont apporté en éditant cet Ouvrage 
de science pure avec un soin délicat. Ils savent aussi que la recherche scienti- 
fique est rame du monde moderne, et qu'il est utile de répandre le plus possible 
dans le public intellectuel les grandes et lumineuses notions de l'Astronomie 
contemporaine. 



Avant d'entrer en matières, prenons d'abord une connaissance exacte de la 
position de la planète Mars dans le système solaire. Nous étudierons plus loin 
son orbite au point de vue de sa forme elliptique précise et de ses relations avec 
celle que nous décrivons nous-mêmes autour du Soleil. Ici, il nous suffît de re- 
mettre sous nos yeux l'ensemble du système au poiut de vue des distances au 
Soleil et de la position de Mars dans la région de ce système. 

Distances au Soleil. 

Planètes . colle de la eu mille 

Terre étant 1. kilomètres. 

Mercure 0,387 57 678 

VÉNUS 0,723 107 772 

La Terre 1,000 149 000 *^"j|^^°* 

Mars 1 ,524 227 031 kilomètres. 

( 2,38 S24 

\ 2,74 3:>b 

Petites planètes — 2, 175 à 4,2b2. Zones maxima. . . „ , 

* * ' j 3,12 408 

I 3,42 464 

Jupiter 5,203 775 217 5io 

Saturne 9,538 1 421 281 635 

Uranus 19,183 2858 312 

Neptune 30,055 4 478 195 

La figure ci-dessus a été construite sur ces données numériques, à l'échelle 
de 1 millimètre pour .20 millions de kilomètres. C'était là le seul moyen de tracer 
un plan du système solaire dans le format de ce livre, encore avons-nous été 
obligé de supposer Neptune au-delà de la figure. Ce plan montre que Mars vogue 
comme la Terre dans une région relativement fort voisine du Soleil. C'est là un 
fait important que nous devons avoir constamment en vue, et il était intéressant 
de nous rendre exactement compte de cette position avant d'écrire les annales 
terrestres de cette île, sœur de la nôtre. 

Nous adoptons pour la parallaxe solaire le nombre 8',82, qui paraît actuellement 
le plus probable. La distance correspondante est 149 millions de kilomètres. 

Et maintenant, commençons l'histoire astronomique de Mars, et étudions ce 
monde voisin sans aucune idée préconçue. 

Observatoire do Juvisy, 4 août 1802. 



PREMIERE PÉRIODE. 

1636-1830. 



Flammarion. — Marx. 



PREMIERE PÉRIODE. 

1636-1830 



La première période de ce que nous pourrions appeler les Annales histo- 
riques terrestres de la planète Mars commence à la première vue télescopique 
qui ait été obtenue de cette planète par les astronomes de la Terre. Le 
premier dessin a été fait à Naples, par Fontana, en 1636. Il s'agit ici d'Astro- 
nomie physique et non d'Astronomie mathématique, autrement, nousdevrions 
commencer cette monographie de Mars à l'ouvrage de Kepler De Motibm stellae 
ifarfw, publié en 1609 ('). 

Jusqu'à l'invention des instruments d'optique, l'observation des planètes 
s'est bornée, comme celle des étoiles, à la détermination de leurs positions 
apparentes sur la sphère céleste. Nous ne voyons, en effet, à l'œil nu, que 
des points briUants circulant dans le ciel. Les penseurs avaient deviné que les 
planètes sont des corps célestes sans lumière individuelle, analogues à la 
Terre, et ne brillant que parce qu'ils sont éclairés par le Soleil. Copernic 
avait annoncé, lors de son immortelle réforme astronomique (1543), que 
l'homme inventerait probablement dans l'avenir des instruments à l'aide 
desquels on constaterait les phases des planètes, et par là leur absence de 
lumière propre et leur analogie avec la Terre, de môme qu'aujourd'hui nous 
osons espérer que le jour viendra où des moyens inconnus de notre science 
actuelle nous apporteront des témoignages directs de l'existence des habitants 
des autres mondes, et même, sans doute, nous mettront en communication 
avec ces frères de l'espace. On souriait assez dcJaigncusement de l'idée assu- 
rément téméraire de Copernic, comme les sceptiques sourient aujourd'hui 

(*) Cet ouvrage de Kepler commence ainsi : <c Durissima est hodie conditio scribcndi 
libros mathematicos, praecipue astronomicos ». On pourrait faire la mémo réflexion au- 
jourd'hui pour les ouvrages d'Astronomie pure. Combien ce livre-ci aura-t-il de lec- 
teurs? Assurément fort peu. Les habitants de la Terre s'occupent peu des choses du 
ciel, ils ne savent môme pas que le monde qu'ils habitent fait partie du ciel, ignorent 
où ils sont, et vivent dans une remarquable ignorance de la réalité. Cette ignorance 
suffit à leur indifférence native. 



4 LA PLANÈTE MARS. 

de la nôtre : il est si simple de suivre tranquillement l'ornière du passé. 
Cependant, dans le siècle môme de Copernic, en 1590, 47 ans seulement après 
la mort du chanoine de Thorn, un opticien de Middelbourg, Zacharie Jansen, 
inventait, selon le témoignage de la plus ancienne autorité (*), la première 
lunette d'approche qui, perfectionnée seize ans plus tard par Hans Lippershey, 
autre opticien de la même ville, ne tardait pas à être dirigée vers le ciel. En 
effet, en 1609, sur les rapports qu'il avait reçus de Hollande relativement à 
cette invention, Galilée construisait la première lunette qui ait été dirigée 
sur le ciel etdécouvrait immédiatement (janvier 1610) les satellites de Jupiter, 
puis bientôt après les phases de Vénus, réalisant la prédiction de Copernic 
et apportant ainsi un témoignage direct à la vérité du nouveau système. Les 
premières observations publiées par Galilée sont celles des satellites de 
Jupiter, faites les 7, 8, 10, 12 et 13 janvier 1610. 

Dès les annéesl610, 1611, 1612, nous voyons les découvertes astronomiques 
se succéder rapidement, taches du Soleil, géographie et montagnes de la 
Lune, satellites de Jupiter, nature sidérale de la \'oie lactée. Galilée, Kepler, 
Fontana, Scheiner, Hheita, inventent des lunettes, lus perfectionnent et dé- 
couvrent dans les mystères des cieux les réalités restées cachées jusqu'alors 
pour- les yeux de Thabitant delà Terre. 

La grandeur du disque lunaire, l'étendue des plus grosses taches solaires, 
le diamètre de Vénus, l'éclat des satellites de Jupiter, la richesse de la Voie, 
lactée permettaient ces premières études, ces premières découvertes, à l'aide 
des primitives lunettes rudimentaires dont les grossissements étaient faibles. 

(') L'invention de la première lunette d'ajjproche se perd un peu déjà dans l'inconnu. 
Il est certain qu'en 1G09, Galilée s'était construit une lunette, puisque le 7 janvier 1610 
il découvrait les satellites de Jupiter (nous avons publié le fac-similé de ses premiers 
dessins dans les Terrei< du Ciel, au chai)itre des Satellites de Jupiter); il est certain 
également que, de IGOO à 1G08, le nom de Lijjporshey était connu en Hollande comme 
fabricant de lunettes d'approche. Mais un ouvrage de Pierre Borel, médecin du roi, 
membre de l'Académie des Sciences, auteur du Discours prou-canl la pluralité des 
Mondes dont nous avons parlé dans les Mondes inifKjiuaires, établit en 1655, c'est- 
à-direenviron un demi-siècle seulement après Tinvcntion, l'historique de cette découverte, 
affirme que le « premier inventeur » est Zacharias J aksen, dont il donne le portrait, et que 
le « second inventeur » est Hans Lipperhey (.sic) dont il donne également le portrait. Cet 
ouvrage a pour titre De vero télescopa invenlore (1655). Le chapitre XII de ce Traité, 
intitulé : « De inventons vero nomine «, discute spécialement les titres. L'auteur écrit 
le premier nom tantôt Zacharias Jansen, tantôt Zac. Joannides, et le second tantôt Lip- 
perhey, tantôt Lipperseim. On latinisait tous les noms à cette époque, et souvent on les 
retraduisait du latin en fran(;ais, en leur faisant subir de nouvelles métamorphoses. Ainsi, 
par exemple, Jean Millier prit le nom de sa villo natale, Kœiiigsberg, qui veut dire mon- 
tagne royale et s'appela Kegiomontanus. Ce iu>in, traduit en français, a fait Dumontroyal. 

Quoi qu'il en soit, quels qu'aient été les premiers essais de l'optique, l'année 1609 est 
celle de la construction de la première lunette astronomique par Galilée, et l'observation 
du 7 janvier 1610 est la première de toutes, pratiquement parlant. 



MARS ET LES INSTRUxMENTS D'OPTIQUE. 5 

La première lunette de Galilée ne grossissait que 4 fois. L'immortel astro- 
nome porta successivement ses grossissements à 7, h 10 et môme à 30 fois 
en diamètre; mais il ne put dépasser ce chiffre. Son habileté, sa patience, 
sa persévérance obtinrent de re modeste instrument-les découvertes les plus 
merveilleuses. Cette célèbre lunette de Galilée a été religieusement conservée 
et elle se trouve aujourd'hui à TAcadémie de Florence. L'astronome Donati 
la remit un jour entre mes mains, ainsi qu'un doigt de Galilée qui a été 
conservé par la même Académie. Ce n'est pas sans émotion que je touchai 
ces reliques vénérables. II me semblait que cette première lunette d'approche 
de l'Astronomie moderne avait gardé quelque chose de la gloire des siècles 
passés, et je revoyais en esprit Tastronome florentin debout, après le coucher 
du Soleil, sur une de ces belles terrasses italiennes, à l'heure où s'allument 
lesétoiles, dirigeant avec une fiévreuse impatience ce tube merveilleux vers 
les mondes nouveaux découverts par lui dans les cieux ; je revoyais ce doigt 
montrant le ciel aux incrédules de son époque, et nous le montrant encore 
à nous-mêmes du fond de son victorieux tombeau. 

Le disque de Mars étant toujours très petit, même lorsque la planète 
s'approche le plus de la Terre, ces instruments primitifs, grossissant à peine 
ce disque, et n'ayant pas encore un pouvoir de définition bien net, ne pou- 
vaient rien montrer à sa surface. 

Galilée a observé Mars dès sa première aimée d'observation, dès 1610. La 
planète n'offrait dans son instrument qu'un disque à peine sensible (*). Le 

(') Lorsque Mars passe à sa plus grande proximité de la Terre, il se présente à nous 
sous la forme d'un disque do 30". A l'œil nu, co n'est «lu'un point très lumineux, une 
étoile de première grandeur, très éclatante pendant la nuit, quoiqu'il n'y ait là que la 
lumière reçue du Soleil et reflétée. 

La lunette de Galilée, grossissant i fois, montrait Mars de la grosseur d'un petit pois 
de 7"" de diamètre vu à 12" de distance. 

Une lunette grossissant GO fois la montre comme un petit pois vu à 0'",80 ou à peu 
près de la dimension de la Lune vue à l'œil nu. 

Un grossissement de 100 fois, comme un p<.';it pois vu à 0",-47. 

Un grossissement de 200 fois, comme une pêche de 0*",0G de diamètre vue à 2", 28. 

Un grossissement de 300 fois, comme une pêche île 0'",0G de diamètre vue à 1", 42. 

Un grossissement de 500 fois, comme une orange de 0™.08 de diamètre vue à 1"", 12. 

Un grossissement de 1000 fois, comme une orange de 0",08 de diamètre vue à O^jGO. 

Un grossissement de lôOO fuis, comnje une orange do ()™,08 de diamètre vue à 0",36. 

Tout objet éloigné de l'a^il à 57 fois son diamètre paraît sous un angle de 1*. 

La Lune, dont le diamètre est de 3182 kilomètres, est éloignée à 110 fois son diamètre, 
et mesure par conséquent un pou plus d'un demi-degré, soit 31'. 

Une orange de 0'",08 de diamètre, éloiL^née à •i"',5(i, soustend un angle de !•, parait 
deux fois plus grosse que la Lune, vue à r<i'il nu, et égale Mars vu avec un grossisse- 
ment de 120 fois. Un grossissement do 12i)i) correspond à une distance de 0"*,'45G pour 
le méine objet. Si l'on y réfléchit un instant, on aj»préciera que des grossissements 
de 500 à 1200 pour Mars représentent déjà de belles dimensions apparentes. 



6 LA PLANÈTE MARS. 

30 décembre 1610, il écrivait au P. Castelli : « Je n*ose pas assurer que je 
puisse observer les phases de Mars; cependant, si je ne me trompe, je crois 
déjà voir qu'il n*est pas parfaitement rond. » Kepler signale les phases de Mars 
dans son EpUomes Astronomie, Liv. V, Part. V (1621), où il nomme la plus 
grande phase de Mars « perfectio phases dichotomse ». Mais il ne dit point 
l'avoir observée et ne traite le problème qu'au point de vue géométrique. 

Cependant, ces instruments allaient en se perfectionnant assez rapidement. 
Un grand enthousiasme animait les cœurs. On aurait voulu pouvoir décou- 
vrir sans retard les habitants de la Lune ou tout au moins leurs œuvres; 
on frémissait d'impatience; on fondait d'immenses lentilles qui restaient 
troubles et remplies d'imperfections; on inventait de nouvelles combinai- 
sons d'oculaires pour accroître la netteté des images, mais l'art et l'indu- 
strie ne marchaient pas aussi vite que les désirs. Dès l'année 1636, néan- 
moins, c'est-à-dire vingt-sept ans seulement après la première lunette de 
Galilée, un savant napolitain, Fontana, parvenait à construire lui-même, 
comme Galilée et Kepler, une lunette encore plus perfectionnée et obtenait, 
sous le beau ciel de Naples, des observations assez bonnes des taches de la 
Lune, des Pléiades, des phases de Vénus et de la planète dont nous nous 
proposons d'écrire l'histoire. 

Voici les observations de Fontana. Nous exposerons successivement toutes 
les observations, dans l'ordre chronologique, nous les discuterons et compa- 
rerons, et nous en déduirons progressivement les conclusions qui en dérivent 
pour la connaissance de la constitution physique de la planète. 



I. 1636-1638. — Fontana. 

L'astronome napolitain publia ses observations dans un ouvrage intitulé : 
Nov3B cœlestium icrreslriumque rerum observationes. Naples, 1655. Nous avons 
cet ouvrage sous les yeux, et nous sommes heureux d'en offrir les curiosités 
principales à nos lecteurs (*). 

(') Nous reproduirons ici par la photogravure, et sans retouches de dessinateurs ou 
de graveurs, toutes les fois que cela sera possible, tous les dessins de Mars que nous 
nous proposons de réunir. Ce procédé nous permettra de conserver dans cette mono- 
graphie, les dessins authentiques, exacts, tels qu'ils ont été faits par leurs auteurs; 
cette fidélité absolue nous paraît indispensable pour identifier aussi sûrement que pos- 
sible les dessins modernes aux anciens et pour juger ensuite de la permanence des con- 
figurations géographiques de la planète ou de leur variabilité. Ce sera là, nous semble- 
t-il, la principale valeur scientifique du travail que nous entreprenons ici. 

Nous possédons la plupart des ouvrages et documents qui vont être analysés, dans 
la Bibliothèque que nous avons longuement formée pour notre Observatoire de Juvisy. 
Mais, pour certaines pièces anciennes et rares, nous avons dû recourir à la Bibliothèque 



1636. PREMIERES OBSERVATIONS. 7 

Voici les deux plus anciens dossina de Mars, lails par cet astronome-opti- 
cien, la premier en 1636 (il n'indique pas le jour), le second le 2'i aoill 1IJ38. 
On Ht en légende : 



IC3C : Martis figura perfecte spherica distincte atque clare coiispiciebatur. 
Item in medio atrum habebat cotinni instar nigerrima; pilulœ. 




Martis circulus diacolor, sed in concava parte ignitusdeprehendebatup. 
Sole excepto, rcliquis aliis planetis, scmper Mars candcntior demonstratur. 

Ce que nous pouvons traduire ainsi : 

1636 : La figure de Mars a été observée parraiteineiit sphi!rique. Elle avait en 
son milieu un cône sombre en forme do pilule trts noire. 

Le disque était de diverses couleurs, mais paraissait enllammi^ daus la partie 
concave, 

A l'exception du Soleil, Mars est plus le ardeut de tous les astres. 

Voici la seconde observation : 



Die '2\ augusti, anno 1638. — Martis pîlula, ve! niger ronus, intuebatur dis- 
tincte ad circuli, ipsum ambientis, dûliquium, proportionaliter deûcere: quod 
fortirse Martis gyrationem circa proprium centrum signiQcat. 

■ La pilule de Mars, ou le cône noir, se montrait distinctement, avec une phase 

de l'Observatoire de Paris. Nous adressons à ce sujet nos plus vifs remerciements b. 
M. l'amiral Mouchez, directeur de l'Observatoire, et à H. FraisBinet, bibliothécaire, dniil 
l'obligeance a déjà rendu tant d'apprâciés services aux savants et aux bibliophiles. 



8 LA PLANETE MARS. 

proportionnelle à celle du disque, ce qui peut-être signifie ud mouvement do 
rotation de Mars autour do son centre. = (Noua avouons no pas bien comprendre I 
cette phrase : veut-elle dire que la tache était proportionnellement déplacée?) 1 

Cette pilula ou « petite boule », vue au centre du disque de Mars, est la 
première tache qu'on ait jamais vue el dessinée. Ce sont là les deux premiers 
dessins de la plancte, et nous les offrons à nos lecteurs, dans leur aspect 
naïf, comme curiosité historique. | 

La phase de la seconde figure est très exagérée. Jamais Mars n'en arrive là. ^ 
Nous avons vu au Chapitre préliminaire quelle est la valeur esactc de cette 
phase. Mais on n'en doit pas moins à Fontana la découverte des phases de 
Mars. Quant k la tache, pour nous, elle n'a rien de reel : elle doit provenir 
d'une réflexion, d'une sorte d'extinction de rayons dans le jeu des lentilles 
de la lunette de Fontana. 

Tout concorde en faveur de cotte interprélalion : 1" la position de cette 




I 



tache ronde au milieu du disque dans la première observation ; 2" la phase 
correspondante à celle de la planète dans la seconde observation ; 3" des effets 
analogues dans ses dessins de Vénus, dont nous reproduisons deux ici 
comme curiosité, du 11 novembre 1645 et du 22 janvier I64fî, et dans la 
description desquels il signale en mômes termes la « pilule » do Vénus. Ces 
(Igui'es de Vénus n'ont d'intéressant que la phase. 



^ 



1636. PREMIÈRES OBSERVATIONS. 9 

Mais, tels qu'ils sont, il n'était pas sans intérêt de publier, pour être con^ 
serves, les deux premiers dessins qui aierit été faits de notre planète. 

Fontana commence son livre par une étude historique sur l'inventeur de 
la lunette d'approche. Il pense que les anciens la connaissaient (mais on 
sait aujourd'hui que c'étaient là des tubes sans verres). II rappelle ce que dit 
Porta du miroir de Ptolémée, qui permettait de voir les navires à sept cents 
milles de distance. Il ajoute qu'il n'a pu trouver Torigine de la redécouverte 
des instruments d'optique, et pense que Porta est pour beaucoup dans cette 
invention. Voici, en efTet, un passage qu'il cite de la Magie naturelle de cet 
auteur, imprimée en 1589, Livre XVII, Chap. X : 

Les lentilles concaves font voir très clairement les objets lointains, et les 
convexes les proches. On peut s'en servir commodément pour l'usage des yeux. 
( Il s*agit évidemment ici de ce que nous appelons aujourd'hui des lorgnons de 
presbytes et de myopes : ces lentilles sont en usage depuis le xir siècle, et elles 
étaient connues depuis longtemps, quoique fort rares, puisque pour suivre les 
jeux du cirque, Néron, qui était myope, se servait d'une émeraude taillée en 
verre concave). Mais Porta ajoute ensuite : 

« Concave, longe parva vides, sed perspicua : convexe propinqua majora, sed 
trrbida : si utramque lentem recte componere noveris, et longinqua, et proxima 
majora, et clara videbis. Non parum multis amicis auxilii pro3stitimus, qui et 
longinqua obsoleta et proxima turbida couspiciebant, ut omnia perfectissime 
cernèrent ». 

Il y a là, sans contredit, l'invention, au moins théorique, de la lunette 
d'approche. 

On peut lire dans Roger Bacon (mort en 1*292) des expressions montrant 
que les besicles étaient en usage de son temps. Il est probable que l'on a 
combiné la disposition des verres entre le xiii'' siècle et l'an 1.370, car, dans 
un ouvrage publié en 1570 (Eitclid's Ele?nents], un auteur anglais, Dee, recom-, 
mande aux commandants d'armée l'usage des « verres perspectives », et un 
ouvrage de Digges, Pantomctn'a, publié en 1571, dit que « par la combinaison 
de miroirs concaves et convexes et de lentilles transparentes on peut rap- 
procher de beaucoup les objets ». Ces appareils devaient être rares. Ce n'est 
qu'en 1590 ou môme en 1G06 que les deux opticiens de Middelbourg construi- 
sirent les premières lunettes réellement pratiques. 

Fontana ajoute : « On attribue aussi l'invention à Galilée, mais, à mon 
jugement, ou Galilée a simplement mis en pratique la théorie de Porta ou il 
a perfectionné une invention allemande. » 

Pour lui, Fontana, il a construit lui-mémo ses instruments, et assure que 
c'est dès l'année 1608. Il les a considérablement; perfectionnés d'année en 



10 



LA PLANÈTE MARS. 



année, surtout à dater de l'année 161 i, marquée par l'ouvrage de Kepler sur 
lu dioptrique. Le premier dessiu qu'il publia fut celui de la Lune, le 31 oc- 
tobre 1629. Nous le reproduisons ici comme curiosité liiHlorique, c'est, 
croyons-nous, le premier dessin de la Lune qui ait été fait {ceux de Galilée 
ne sont que des croquis). Nos lecteurs y reconnaîtront les bandes qui irra- 

FiR. 5. 







dient de Tycho, ce cirque (C) et celui de Copernic en D. Cette figure fait 
apprécier l'état rudimentaire de ces premières lunettes. 

L'ouvrage de Fontana est orné d'un élégant frontispice que nous offrons à 
nos lecteurs comme curiosité bibliographique et astronomique. Autour de la 
fontaine de Vérité sont groupées la Géométrie, les Mathématiques, la Cosmo- 
graphie, la Poésie, la Philosophie, l'Architecture et l'Astrologie. Sur la droite, 
l'Astronomie porte la Lune de la main droite et l'ouvrage de Ptolémêe sous 
son bras gauche. 

Ce livre porte la date de 1646. L'année précédente, en 16-iô, le capucin 
Schyrle de Rheita avait publié, à Anvers, son livre bizarre intitulé Oculus 
Enoch et Elix, dont nous parlons plus loin, dans lequel il expose la même 
invention dans les termes suivants : 



1630. PREMIERES OBSERVATIONS. Il 

Kn l'an 11109. ud opticien batave nommé Jeanne Lippeasum de Zi'-lande, aj-aat 

réuui par hasard un verre convexe et un verre concave, vit avec admiration que 




cette combinaison faisait paraître les objets plus gros et plus voisins. Ayant donc 
plac^ ces deux lenlilles dans un tube à la dislance la plus convenable, il faisait 
voir aux passants le coq du clocher. Le bruit de celte invention s'i^tant répandu. 
les curieux vinrent en foule pour admirer ce prodige ; le marquis de Spînola 
acheta la lunette ctenflt présent à l'archiduc Albert. Les magistrats ayant mandé 



12 LA PLANÈTE MARS. 

ropticien, lui payèrent assez chèrement une lunette pareille, mais à la condition 
singulière, qu'il n'en vendrait, ni même n'en ferait aucune autre; ce qui explique, 
nous dit Rheita, comment une invention si fortuite et si admirable est restée 
assez longtemps inconnue. Elle se rdpandit enfin; elle fut perfectionnée, et 
Galilée, par ses découvertes, lui donna la plus grande célébrité. 

Cette lunette, cependant, était assez incommode, parce qu'elle avait trop 
peu dechamp. Rheita sentit Tutilitéde mettre en pratique les idées de Kepler; 
il assembla deux lentilles convexes ; mais, comme tout a ses inconvénients, 
les objets se montraient renversés, ce qui, au reste, ne lui parut pas un 
grand mal. Il y remédia depuis, en ajoutant un second oculaire. Il est in- 
croyable, nous dit-il encore, combien le champ fut augmente : on pouvait 
apercevoir à la fois et compter do 40 à 50 étoiles, parce que le champ était 
devenu cent fois plus grand que celui de Galilée. Animé par ce succès, il 
chercha si, en réunissant deux lunettes pour les deux yeux, il ne verrait pas 
encore mieux; et il y réussit. Le Gentil, qui a renouvelé l'épreuve au siècle 
dernier, en parle dans le même sens; cependant les lunettes binoculaires 
sont restées inusitées; elles ne peuvent convenir d'ailleurs qu'aux observa- 
teurs qui ont les deux yeux parfaitement égaux, ce qui est assez rare. 

Rheita explique ensuite la manière de tailler et de polir les verres, et de 
leur donner la forme hyperbolique, suivant les idées de Descartes. Il est 
aussi Fauteur des mots objectif et oculaire, qui sont restés. 

Le livre de Rheita est de 16 in. Cependant, les recherches de M. Govi ont 
montré qu'en fait, les premières lunettes binoculaires ou jumelles ont été 
présentées au roi Louis XIII par un opticien de Paris, nommé Chorez, dès 
l'année 1620. 

Mais continuons notre exposé chronologique des observations de Mars. 

H. 1640-1644. — RicciOLi. 

Ce fécond auteur a publié en 1651 son grand ouvrage Almagestttm nomim^ 
que nous avons également sous les yeux. L'auteur reproduit (p. 486) les 
deux dessins de Fonlana réduits d'un tiers. Il ajoute que le P. Zucchi, son 
confrère en la Compagnie de Jésus, a observé Mars le 23 mai 1640 et n'y a pu 
distinguer aucune tache, ni noire ni rouge : « sine macula seu nigra seu 
rubra. » Le P. Bartoli, son érudit et éloquent confrère de Xaples, a observé 
Mars le 24 décembre 164i et a vu deux taches dans la partie inférieure du 
disque. Il ajoute que la postérité en verra bien davantage, si Dieu le permet : 
ce Multa itaque observando supersnnt, nobis aut vobis, o posteri! » Il ne croit 
pas aux satellites de Mars observés par Rheita: c'étaient, en effet, des étoiles 
fixes. 



1643-1656. ANCIENNES OBSERVATIONS. i:î 

III. 1G43. — HiRZGARTER. 

Dans son onwrsige DetecLio dioptrica corporum planelarum verartim (Franc- 
fort, 1G43), écrit en allemand, cet auteur parle longuement des planètes; 
mais il ne donne que de mauvaises observations. Il présente un dessin de 
Mars, qui paraît être une caricature du second dessin de Fontana. Nous ne 
le signalons que pour n'omettre personne. 

IV. 1645. — SCHYRLE DE HhEITA. 

Ce savant était un religieux, livré avec ferveur à l'étude des sciences, aux- 
quelles il mariait la théologie de son époque. On trouve dans son livre bi- 
zarre, Oculus Enoch ctElix, sive radius sxjdereomysticus (Anvers, 1645), dédié à 
Jésus-Christ, un chapitre non moins bizarre sur la planète Mars et un dessin 
plus bizarre encore, dans le genre du précédent et dénué d'ailleurs de toute 
valeur intrinsèque. Ce capucin pourtant était un homme relativement in- 
struit, et avait construit lui-même de bonnes lunettes d'approche, comme 
nous l'avons vu tout à l'heure. Nous ne reproduirons pas le dessin delUieita, 
qui est absolument fantaisiste. 

V. 1645. — Hévélius. 

Astronome laborieux, observateur habile, Hévélius a consacré dans son 
grand ouvrage Selenographia, sive Luiix descriptio, etc. (Gedani, 1647) un 
petit chapitre à la planète Mars et surtout à ses phases (p. 66-68). Il rapporte 
une observation qu'il a faite lui-même le 26 mars 1645, à 1^ du soir, ainsi 
que le 28 du même mois. La phase qu'il reproduit par une figure (PL G, 
fig, D) est considérablement exagérée. C'est presque la Lune en quadrature, 
le huitième jour de la lunaison. Le diamètre du cercle est de 46*"" et la lar- 
geur de ce quartier est de 26'"'" seulement. Jamais Mars n'atteint cette phase. 
L'auteur parle du calcul de Kepler sur les phases de Mars, des observations 
de Fontana et du traité dliirzgarter. 

VI. 1656. — Huygens. 

L'astronome hollandais rapporte, dans son Systcma Salnrnium ('), que 
dans ses observations de l'année 1656 (*) il vit une fois le globe de Mars en- 

(') CuRisTiANi HuGENH aZuHcficm Opéra Varia, tome II. Hagce Comitum, 17'2i, p. 5iO. 

(0 Ce ne doit pas être en 1G5G, mais plutôt en 1G55 ou 1G57. En 1G5G, Mars était dans 
la région de son orbite la plus éloignée de la Terre. Nous resj)ectons toutefois la date 
de l'auteur. Pourrait être en janvier ou décembre. 



14 LA PLANÈTE MARS. 

veloppé d'une large ceinture, bande sombre oIFusquant la moitié du disque, 
et il en donne le dessin que noua reproduisons ici en fac-similé. Cet astro- 




nome est un observateur éminent. Toutefois ce dessin n'a, lui aussi, qu'un 
intérêt purement histoi-ique. Cet aspect de Mars peut avoir été dd à un effet 
des taches polaires. — Huygens s'était construit lui-même, comme Galilée et 
Fontana, les luneltes dont il se servait et à l'aide desquelles il découvrit 
le principal satellite de Saturne en 1G55 et l'anneau en 1650. 
(Nous remarquons, en passant, dans ces œuvres de Huygens, le charmant 




médaillon de la feuille de titre, que nous offrons par circonstance à ceux 
d'entre nos lecteurs qui aiment les curiosités bibliographiques. ) 



1651-1659. ANCIENNES OBSERVATIONS. 15 

Huygens a fait d'autres observations et de plus importants dessins de la 
planète en 1659, 1672, 1683 et 1694. Ces croquis, faits à la plume, ont été 
conservés à la bibliothèque de F Université de Leyde où M. Terby, astronome 
belge, les a examinés et collationnés 'avec les dessins modernes et sur les- 
quels on peut reconnaître, pour la première fois les principales taches des- 
sinées aujourd'hui sur nos Cartes. Si le croquis de Tannée 1656 montre le 
disque sillonné par une large bande sombre, qui n'a rien de caractéristique, il 
n'en est pas de même des suivants, que nous allons examiner tout à l'heure. 

VIL 1651-1657. — RicciOLi. 

Le P. Riccioli expose à la page 372 de son ouvrage Astronomia refor^ 
mata, etc. (Bononise, 1665) qu'il a observé des taches sur la planète Mars, en 
compagnie du P. Grimaldi, les 4, 5, 6, 18 avril, 29 mai 1651, juillet 1653, 
juillet et août 1655, septembre, octobre et novembre 1657. Il rappelle les 
observations de Fontana et de Bartoli, dont nous avons parlé plus haut. 
Pas de figures. 

Ces origines de l'étude physique de la planète Mars sont, comme on le voit, 
on ne peut plus rudimentaires. Mais nous allons entrer, avec Huygens et 
Cassini, dans une période plus importante. 

VIIL 1659. —Huygens. 

En 1659, notamment le 28 novembre et le 1" décembre, Huygens a fait 
des observations de Mars et esquissé quatre dessins. 

Nous reproduisons ici, d'après M. Terby (*), le croquis du 28 novembre 1659 
(7** du soir). La tache qu'il représente est devenue, comme on le verra plus 
loin, pour les observations modernes, une tache tout à fait caractéristique de 
la géographie de Mars. En voyant cette tache se déplacer, il écrivait sur son 
journal, à la date du 1" décembre 1659 : « Débet Martis conversio fieri spatio 
circiter diurno, sive 24 horarum nostrarum quemadmodum item Telluris.' » 
a La rotation de Mars paraît s effectuer comme celle de la Terre en 24 de nos 
heures. » 

Quelque temps après, comme nous allons le voir, en 1666, Cassini décou- 
vrait, indépendamment, ce mouvement de rotation, duquel, fait assez bizarre, 
Huygens douta ensuite, comme s'il avait attribué trop d'importance à ces 
variations d'aspects, doute qu'il consignait sur son registre ù la date du 
9 avril 1683 : « Marsmaculis aliter distinctus quam biduo ante, unde de con- 

(•) Terby, ArèograLphie (Académie de Belgique, 1875), p. 8. 



1Ç LA PLANÈTE MARS. 

versione 24 horarum quain Cassinus prodidit dubito ( * ) ». L'illustre philosophe 
ne conserva certainement pas ces doutes, car on lit dans son Cosmotheoros, 
description des terres célestes et de leur habitabilité, ouvrage posthume; 
publié en 1698, que la rotation de Jupiter et de Mars est prouvée avec certi- 

Fig. 9. 




Croquis de Mars par Iluygcns, le 28 novembre IGôO. 

tude (*), et que les habitants de cette dernière planète ont des jours et des 
nuits peu diiférents des nôtres (^). 

Huygens a fait un certain nombre d'observations de Mars, notamment 
en 1672, 1683 et 1694 et a tracé d'autres croquis rudimentaires. Nous y 
reviendrons à leurs dates. 

IX. 1666. — Gassini. 

Le brillant astronome ^italien (il était du comté de Nice, mais d'un tem- 
pérament plus italien que français) a consigné ses observations de Mars dans 
deux Mémoires ayant pour titre : Martis circa proprium axem revolubilis obser- 
vationes Dononiœ habitai (Bononiœ, 1666), et Dissertatio apologetica de maculis 
Jovis et Martis (Bononiaî, 1666), ainsi que dans le Journal des Savants du 
31 mai 1666 et dans les Philosophical Transactions du 2 juillet de la même 
année (*). 

Nous avons ces quatre publications sous les yeux. La première est la plus 

• 

intéressante pour nous au point de vue de l'originalité des dessins, dont les 
figures publiées par le Journal des Savants ot les Philosophical Transactions 

(') Terijy, Aréographie (Académie de Belgique, 1875), p. 9. 

(*) lluYGENs, Cosmotheoros, 1698, p. IC. 

(') Ibid., 1098, p. 96. 

(*) Journal des S avants, 2" année, 1006, p. 316. Cette publication s'est perpétuée jusqu'à 
nos jours, comme on le sait. Mais, remarque assez singulière, elle est scientifiquement 
beaucoup moins intéressante actuellement qu'il y a deux cents ans. Du moins les auteurs 
scientifiques y sont-ils beaucoup plus rares, et, quant aux observations astronomi- 
ques, il n'en est presque plus jamais question. 



1666 ANCIENNES OBSERVATIONS. — CASSINI. 17 

ne sont que des copies sensiblement différentes, accusant beaucoup trop 
fortement les esquisses de Cassini. Nous reproduirons ici en fac-similés ces 
dessins originaux. 

Jean Dominique Cassini, qui allait ôtre appelé en France par Louis XIV 
pour être le premier directeur de l'Observatoire de Paris, alors en construc- 
tion, était à Bologne, astronome du pape, et déjà célèbre par son tracé de la 
méridienne de Bologne et par un grand nombre d'observations brillantes. 
Le mémoire de Cassini est exactement résumé conune il suit par le Journal 
des Savants du 31 mai 1686. 

Ces observations comprennent une nouvelle découverte dans la planète de 
Mars, qui n'est pas moins curieuse que celle qu'on fit l'année dernière dans Jupiter, 
de laquelle nous avons parlé dans le journal du 22 février, et dont les savants ont 
tant fait d'estime. 

M. Cassini, astronome de Bologne (le rédacteur écrit Boulogne), ayant observé 
au commencement de cette année 1666 avec des lunettes de 25 palmes ou de 
16 pieds et demi, faites de la façon du S»" Campani, a reconnu que Mars tourne 
sur son axe, et a remarqué qu'il y a plusieurs taches différentes dans les deux 
faces ou hémisphères de cette planète qui paraissent successivement dans cette 
révolution. 

Dès le 6 février au matin, il commença à voir deux taches obscures dans la 
première face, et le 24 février au soir il aperçut dans la seconde face deux autres 
taches semblables à celles de la première, mais plus grandes. Depuis, ayant con- 
tinué ses observations, il a vu les taches de ces deux faces tourner peu à peu 
d'Orient en Occident et revenir enfin à la même situation dans laquelle il avait 
commencé de les voir. Le S*" Campani, ayant aussi observé à Rome avec des lu- 
nettes de 50 palmes ou de 35 pieds, a remarqué dans cette planète les mômes 
phénomènes. M. Cassini a fait graver plusieurs figures qui représentent les 
diverses positions. 

La fîg, A (voy. fîg. 10) représente une des faces de Mars comme M. Cassini 
Ta observée à Bologne le troisième jour du mois de mars au soir, avec une 
lunette de 25 palmes ou de 16 pieds et demi. 

La fîg. B représente l'autre face comme il l'a vue le 24 février au soir. 

La /îfif. C représente la première face de cette planète, comme le S*" Campani 
l'a vue à Rome le troisième jour du mois de mars au soir, avec une lunette de 
50 palmes ou de 25 pieds. 

La fîg. D représente la seconde face comme le S' Campani l'a observée le 
28 mars au soir. 

A ces figures M. Cassini ajoute plusieurs remarques. Premièrement, il dit que 
quelquefois il a vu pendant la même nuit les deux faces de Mars, l'une le soir 
et l'autre le matin. 

Flammarion. — Mars. 2 



18 LA PLANÈTE MARS. 

Il remarque que le mouvement de ces taches dans la partie inférieure de 
l'hémisphère apparent de Mars va d'Orient en Occident comme celui de tous les 
autres corps célestes et se fait par des parallèles qui déclinent beaucoup de 
réquateur et peu de Técliptique. 

Il assure que ces taches reviennent le lendemain dans la même situation 
40 minutes plus tard que le jour précédent, de manière que tous les 36 ou 37 jours 
environ et à la même heure elles reviennent à la même place. 

Il promet de doiiner dans peu de temps des Tables particulières de ce mou- 
vement et de ses inégalités avec des éphémdrides, comme il a déjà fait du mou- 
vement de Jupiter. 

Quelques autres astronomes ont aussi publié à Rome les observations qu'ils 
ont faites depuis le 24 mars jusqu'au 30 avec des lunettes de 25 et de 45 palmes 
travaillées par le sieur Divini. De la manière qu'ils représentent ces taches, elles 
sont peu difTérentes de celles de la première face de Mars dont nous avons ci- 
devant rapporté la figure. Ils ajoutent seulement que Mars fait son tour environ 
en 13 heures. 

Mais M. Cassini prétend qu'ils se sont trompés dans leurs observations, car 
ils assurent que les taches qu'ils ont vues dans cette planète le 3.0 mars étaient 
petites, fort distantes l'une de l'autre, éloignées du milieu du disque, et que la 
tache orientale était plus petite que l'occidentale, comme elles sont représentées 
dans la figure marquée E qui semble être celle de la première face de Mars. 
Cependant M. Cassini trouve, par les observations qu'il a faites en même temps 
à Bologne, que ce même jour et h la même heure ces taches étaient fort larges, 
proches l'une de l'autre, dans le milieu du disque, et que la tache orientale était 
plus grande que l'occidentale, comme on voit dans la figure marquée F, qui est 
celle de la seconde face de cette planète. De plus, il estime que c'est aller bien 
vite que de déterminer sur cinq ou six observations en combien de temps Mars 
achève son tour, et il ne demeure pas d'accord qu'il le fasse environ en 13 heures. 
Quoiqu'il ait observé bien longtemps, il n'ose assurer si Mars ne fait qu'un tour 
en 24 heures 40 minutes ou s'il en fait deux, et il dit que tout ce qu'il sait de cer- 
tain, c'est qu'après 24 heures 40 minutes Mars paraît de la même façon que le jour 
précédent. 

Mais, depuis ces premières observations, M. Cassini a publié un autre écrit, 
dans lequel il conclut par plusieurs raisons que Mars ne fait son tour sur son axe 
qu'en 24 heures 40 minutes et qu'il faut que ceux qui ont assuré que cette planète 
fait son tour en 13 heures n'en ayant pas bien distinguo les deux faces, mais 
qu'ayant vu la seconde face, ils l'aient prise pour la première. Il avertit aussi que, 
lorsqu'il définit le temps de la révolution de Mars, il n'entend pas parier de la 
révolution moyenne, mais seulement de celle qu'il a observée pendant que Mars 
était opposé au Soleil, laquelle est la plus petite de toutes. Il en donnera la réduc- 
tion dans des Tables particulières qu'il fait espérer. 

Cet exposé est un résumé complet des deux mémoires de Cassini dont nous 



4666 



ANCIENNES OBSERVATIONS. — CASSINI. 



19 



avons donné le titre plus haut (*). Nous offrons à nos lecteurs [fig. 10) un 
fac-similé (même grandeur) de la page du Journal d^s Savants contenant les 



Fig. 10. 




Dessins delà planète Mars, faits en février et mars IGGG. Cassini et observateurs de Rome, 

( Journal des Savants du 31 mai 1G6G). 

six ligures auxquelles renvoie le texte précédent. 

Voici maintenant (fig. 11) les dessins originaux de Cassini, reproduits 
également en fac-similé, d'après son Mémoire Martis circa proprium nxem 
revolubilis observationes (Bologne, 1666). 

On trouve aussi dans le recueil des écrits de Cassini renfermant la « Dis- 
sertation » dont nous venons de parler (Bibliothèque de l'Observatoire de 
Paris, C. 7, 15) deux éditions, sous deux titres diiîérents, d*un môme opus- 
cule, la première ayant pour titre : De planetarum facie^ maculis et revolutione; 



(') Ces observations sont toutes de l'année 1G66. Il est donc surprenant de lire dans 
le Cosmos de Humboldt, généralement si bien informé, l'asserlion suivante : 

a La première observation faite par Cassini sur la rotation d'une taciie de Mars parait 
avoir eu lieu peu de temps après l'année 1670. » [Cosmos, t. III, p. 719). 

Humboldt renvoie à Delambre, Histoire de l'Astronomie, t. Il, p. 694, pour cette 
assertion. Mais Delambre est muet sur ce point. 



20 LA PLANÈTE MARS. 

Prima Marrii £cic»; Seoinda Marw Êcic* 



-Oi-fc 





Bima; 'facicî 
SucceUiuï- conuerho 



Sccun<ilx Ëtciei 
SucceiTiuo. conuersio 




Marcis rcuolutio cîrca axcm 
proprtum a I. D. Caiimo Tdet* 
copie L Campani obfcruata 
^S^^X mcn&¥che.hAxn.Af rit 1666./'^ 







Qurdani alix AUrtif iacics 
B C - 




[la raogic do gauche et la p9- H roprùscQlent ud hémisphère, la rangée de droite 

cl lu fis- l'tiâmlsphtre opposé). 

I.e changemeot dit & la rotation eat bien visible sur la série do gaucho. 



1666 ANCIENNES OBSERVATIONS. — CASSINI. 21 

la seconde : Nuncii syderei interpres. C'est une réponse au Nuncius sidereus 
de Galilée. Il y a quinze chapitres : les trois premiers sont différents dans 
les deux mémoires, et les douze suivants sont les mômes. Dans les trois pre- 
miers chapitres de Tôdition qui a pour titre : De planetarum maculis, Cassini 
compare les planètes à la Terre, montre que notre globe, vu de loin dans 
Vespace, ressemble aux autres planètes, que les mers doivent paraître foncées à 
cause de l'absorption de la lumière solaire, tandis que les continents doivent 
paraître clairs (*); que les variétés du sol doivent donner naissance à des 
variétés d'aspect correspondantes, que la figure de la Terre change suivant 
que le rayon visuel arrive aux régions polaires ou aux régions équatoriales, 
que l'obliquité de l'éclairement solaire, les images et leurs ombres, les chaînes 
de montagnes et leurs ombres, sont autant de causes de variations dans 
l'aspect de notre planète vue de loin, et qu'il doit en être de môme pour 
l'aspect de la Lune et des planètes vues de la Terre. Ensuite il passe aux 
analogies que les autres planètes présentent avec celle que nous habitons 
et considère l'observation astronomique au point de vue philosophique. 

Il expose que les irrégularités du sol de la planète Vénus ont été soup- 
çonnées par Fonlana dos le 22 janvier 1643 et observées par lui, Cassini, à 
Rome, avec les frères Campana, dans leur excellent télescope — sans doute 
en 1660. 

Pour Mars, il expose que le 7 février ( 1666), pendant l'aurore, ainsi que les 
17 et 18 du môme mois, également pendant l'aurore; il a distingué sur le 
disque de Mars, près du cercle terminateur de la phase, une tache branche 
s'avançant dans la partie obscure et représentant sans doute, comme celles 
de la Lune, une aspérité, une irrégularité de la surface. 

Il parle ensuite des bandes de Jupiter, observées dès 1630 par Fontana, et 
de l'aplatissement de cette planète. Il compare les zones foncées de Jupiter à 
des chaînes de montagnes. 

Le reste de Topuscule est consacré aux mouvements des satellites do 
Jupiter. Cet ouvrage ne paraît pas avoir été terminé, car les deux éditions 
finissent par une moitié de mot coupé à la dernière ligne de la dernière 
page (lxiii). 

X. Môme année 1666. — Salvatohe Serra. 

Pendant que Cassini faisait à Bologne les observations qui viennent d'ôtre 
exposées, Salvatore Serra en faisait d'analogues à Rome, et les publiait 
au mois de mai 1066 sous le tilre de : Martis revolubilis observaliones romanx 

(•) C'est ce que Galilée avait dit, dès 1632, dans son Dialoyo interno ai due mas- 
sinii sistemi del mondo, CKuvres complètes, édition de 1842, p. 72. 




22 LA PLANETE MARS. 

ab affirlis erroribus vindicatx. Rooia. Ex casEro Sancti Gregorii. Calendes do 
juin lG(iC : « Observations romaines de la rotatiOQ de Mars vengées des erreurs 



omno ifffCÔic ■]oJîarni ne 



or^i- n- J- 




Tupur Mjrrij cum infignibus mûcuià Rjmq primum. ui/u DD ■ Frarribus Satuatori^ 
ac Vfancisco Jf Serris ruho EujfatJiiV Diuini yalmoram. aj-, ac fabmiie éo-ddie if/ 
iSami Ji jo,<fua 4ic in fdihui III^'D- Cejarii Owr'i horà prfJiaa, a ip/ometEi'':* 
Diij defcrihenle lub-p- ^ç^ apparuic ut fui' txprùnimr inuerjd mobo, nigriore ïnter dit- 
lu exijtente matula Orienrali, pro /inu obftruata uariatione ciusitin plA- 






J prcprt 



loluhnnis , 



ioduni indicaaira,lurisnempecir- 



Ueakin du Mars, jiar Salvaloro Serra, 30 mars liiM. 

imaginées ». C'est une réponse à la déclaration de Caasini, qui assurait ijue 
la rotation est de 24* 40" et non pas de 13 heures comme Tavaient con- 
clu a des observateurs romains », 

Cette réponse est accompagnée du dessin que nous venons de repro- 
duire {/ig. 12). 



1666 ANCIENNES OBSERVATIONS. 23 

L'original de ce dessin existe à la Bibliothèque de l'Observatoire de Paris 
(C. 7, 3). Comme on le lit par la légende, ce dessin représente la vue téles- 
copique de la planète prise à Rome, à Taide d'une lunette de 25 palmes de 
Divini, par les frères Serra, le 30 mars 166G, à 2 heures (de la nuit), le même 
aspect ayant été observé du 24 mars au 30, et conduisant à une période de 
rotation de 13 heures. 

La querelle a été très vive entre Cassini et Serra, comme on le voit dans 
Touvrage de Cassini signalé plus haut et intitulé : Dissertationes astronomicœ 
apologeticœ, recueil comprenant un mémoire de 1665 (sur Tombre des satel- 
lites de Jupiter dont ou lui contestait la découverte) et un de 1666 sur les 
taches et la rotation de Mars et de Jupiter. Dans celui-ci, il combat les pré- 
tentions de Salvatore Serra et met eu doute Tauthcnticité de ses observations. 
Il expose que Fontana, Ilévélius, Gassendi, lUccioli et Sirsalis ont vu avant 
lui les taches de Mars, mais que c'est lui, Cassini, qui le premier a reconnu 
la rotation, et, par une longue discussion sur les positions des taches obser- 
vées en février et mars 1666, prouve que la rotation ne peut pas être voisine 
de 12 ou 13 heures, comme le disait Serra, mais doit ôtre fixée à 24** 40". 

On trouve dans ce mémoire une petite esquisse de Mars, assez rudimen- 

Fig. 13. 




Croquis de 3Iar3, par Cassini, 24 mars IGOG, vers 7 heures. 

taire d'ailleurs, du 24 mars au soir, ayant pour but de montrer que, contrai- 
rement aux assertions de Serra, la planète ne présentait à l'observation 
terrestre ni la première face ni la seconde des dessins de Cassini publiés 
plus haut, mais un autre côté... « aliam quemdam maculam semilunarem.. . 
qualem nos eodum die hora 1 noctis observa vimus ». Cassini ajoute qu'il 
l'avait déjà remarquée le 22 février, à 6 heures de la nuit, « ce qui corres- 
pond à un retard de 40 minutes ». 

Cassini parle ensuite des observations de Mars faites le 3 mars à Rome par 
Campani et concordant avec les siennes faites à Bologne. 

On voit par la fig. 11, surtout par la rangée de gauche, le déplacement des 
taches dû à la rotation de la planète. Les fig, 12 et \i s'expliquent également 
par le texte qui les accompagne. Le dessin supérieur de cette dernière 
planche est une reproduction, faite par Cassini, du dessin des frères Sal- 
vatore et François de Serra. Le premier des petits dessins a été fait par 
Cassini le même jour (30 mars) et à la même heure. 



!4 LA PLANÈTE MARS. 

Les observations de Serra se rattachent de très près àcelles de Cassini ('). 
Anna i€^6€ die •%<> Martij hri.-N.S.Rom^ 
^Tëîefcopio EtJlachu Diuini pat ^^. 




Eaiîemâie.et harcL Bononia: TiUscopio 
losej^i Catnpani palmoi^ M-- 
die a7. ig . 15 . 3 1 ' " ~^ fïf ApriliJ J.i.J.S^. 
■vupere ( é? fe ^ circa.it pojl med.nod. 




Bim^ Mords jKtei apparem resitientia uaspertiria cirai avpusàjhJ^McmeAptil 
Diej S ^ 'i ^ y 




('} On trouve dans les manuscrits de Caasini, conservés à l'Observatoire de Paris, 
plusieurs lettres de Salvatore Serra sur ce même sujet, écrites ea latin et en italien. Dans 



1666 ANCIENNES OBSERVATIONS. 25 

Des observations de Cassini on peut conclure qu'il a découvert la durée de 
la rotation de Mars ( elle est de 24*'37™22%6), et nous concluerons aussi que Ton 
peut découvrir la rotation d'une planète sans reconnaître la forme exacte 
des taches. 

En effet, à mesure que nous avancerons dans la connaissance de ce 
monde, nous nous verrons obligés de constater que les dessins de Cassini 
(publiés ici en originaux) ne ressemblent pas du tout à la configuration 
géographique de la planète. Devrions-nous penser que, depuis plus de deux 
siècles que ces observations sont faites, Mars a changé d'aspect à ce point? 
Non, car en cette même année 1G66, l'astronome Hooke a fait, comme nous 
allons le constater, des dessins qui se rapprochent davantage de la réalité, 
et dès 1659 nous avons vu que Huygens en avait obtenu qui peuvent encore 
être utilisés aujourd'hui. Les yeux distinguent et apprécient différemment 
les choses plus ou moins vagues qui sont à la limite de la visibilité. 

On a vu plus haut que les premières observations de Mars faîtes par 
Cassini sont des 6 et 24 février 1666. En môme temps que cet astronome et 
d'autres observaient en Italie, l'astronome anglais Hooke observait à Londres 
et découvrait aussi le mouvement des taches et la rotation. 

Mars brillait alors en une opposition peu favorable, presque en aphélie ; 
l'attention générale dont il devint l'objet avait pour cause le perfectionne- 
ment des lunettes. De plus, on venait précisément de découvrir les taches 
de Jupiter et sa rotation et l'on espérait obtenir le même résultat pour Mars. 
La première notification des observations de l'astronome anglais est une note 
publiée dans le numéro du 2 avril (p. 198), des Philosophical Transactions^ 
annonçant l'existence des taches de Mars et la rotation. Le numéro suivant 
du 7 mai renferme le mémoire et les dessins. Voici ces observations : 

XL Môme année 1666. — Hooke. 

L'astronome anglais Hooke, contemporain et rival de Newton, apubliéses 
observations de la planète Mars dans les Philosophical Transactions de 1666 
sous le titre The particulars of those observations of the planet Mars, formerly 
intimaled tohave been made at London in the monthsof february and mars 

la première, du 27 février 166G (Rome), il est dit que Serra a observé les taches de Mars 
avec une lunette de 25 palmes et que le tube de 50 palmes est incommode. 

Dans une autre, du 24 mars, on lit la phrase à laquelle Cassini vient de répondre : 
« Maculas aliquot quarum una cœteris nigrior aliquantulum jam superarat diei 
médium »; dans une autre du 27 mars, on trouve des observations analogues; dans la 
dernière, du 10 avril, il discute si la rotation est de 12 ou 24 heures. Le môme recueil 
(G., 7, 3) renferme une lettre de Campani du 3 mars : « A observé les taches de Mars 
et a reconnu le mouvement de rotation. » 



26 LA PLANÈTE MARS. 

anni 1666 | {*). Nous constatons que ce mémoire a été traduit textuellement 
dans le Journal des Savants du 23 août suivant, et nous donnons ici cette 
traduction du temps, qui ne manque pas de parfum pour les bibliographes. 
Les observations ont été faites à Taide d'un télescope de 36 pieds; nous 
reproduisons les dessins, non d'après la copie réduite qu'en donna le Jour- 
nal des Savants, mais d'après les originaux eux-mêmes, publiés dans les Philo- 
sophical Transactions. Voici cet exposé : 

M. Hooke, ayant observé les taches de Mars et leur mouvement avec une lu- 
nette de 36 pieds, en a écrit le 29 mars à la Société Royale d'Angleterre en ces 
termes : 

« Ayant une grande passion d'observer le corps de Mars durant qu'il serait 
achronique et rétrograde, parce que j'avais ci-devant remarqué avec une lunette 
d'environ 14 pieds quelques espèces de taches dans sa face, quoique à présent il 
ne soit point dans le périhélie de son orbe, mais proche de son aphélie, néanmoins 
j'ai trouvé avec un oculaire qu'une lunette de 36 pieds dont je me servais porte 
fort bien, que sa face, quand il était proche de son opposition au Soleil, paraissait 
quasi aussi grande que celle de la Lune paraît quand on la regarde sans lunette, 
ce que je remarquai en le comparant avec la Pleine Lune qui était tout auprès de 
lui le 10 du mois de mars. 

a Mais la disposition de Taira été telle pendant quelques nuits que de plus de 
vingt observations que j'en ai faites depuis qu'il est rétrograde, je n'ai pu être 
satisfait d'aucune, quoique je crusse souvent voir des taches, car les veines 
inflectives de l'air, s'il est permis d'appeler ainsi ces parties qui étant espacées 
çà et là en haut et en bas, peuvent causer une plus grande ou une plus petite 
réfraction que ne fait l'air contigu avec lequel elles sont mêlées, rendaient la 
chose si confuse que je n'en pouvais rien conclure de certain. 

« Le 3 du mois de mars, quoique l'air ne fût pas fort commode, je ne laissai pas 
de remarquer que le corps de Mars paraissait comme la fig. A (voy. fig. 15), 
laquelle je dessinai suffisamment et, environ 10 minutes après, je dessinai avec 
toute l'exactitude imaginable ce que je voyais avec la lunette, comme il est repré- 
senté dans la fîg. B, et je fus alors entièrement persuadé, après avoir mis mon 
œil en diverses positions, que ce que je voyais ne pouvait être autre chose que des 
taches et des parties plus obscures que les autres dans la face de cette planète. 

a Le 10 mars, trouvant l'air fort mal disposé, je me servis d'un oculaire plus 
faible, ne voyant rien avec un oculaire plus fort, et le corps de Mars me parut tel 
qu'il est représenté dans la fig. C (voy. fig. 16), mais je crus que ce pouvait être la 
même représentation des taches précédentes, regardées avec un oculaire plus 
faible. Le même matin, sur les 3 heures, Tair étant fort incommode (quoiqu'il fît 
très clair en apparence, qu'on vît toutes les étoiles briller, et que les plus petites 

(«) Philosophical Transactions, giving some accompt of the présent undertaking stu- 
dies... of the world. Vol. I, 1605-1660, p. 239. 



)K6 



ANCIENNES OBSERVATIONS. — HOOKE. 



27 



parussent assez grosses), bod corps parut comme il est repn^senti! par la pg. D 
el je supposai que c'était la représentation des mcmes taches regardées au tra- 
vers d'un air plus confus et plus brouillé. 

" Observant le 2t mars, je fus surpris do trouver l'air extraordiDairement 
transparent (quoiqu'il ne le fût pas assez pour voir les petites étoiles) et la face 
de Mars si bien arrondie et si bien distincte que je remarquai fort nettement 
qu'il était, sur les 9 heures et demie du soir, justement comme il est représenté 
, dans la/îj;. E. La tache triangulaire du c6té droit renversée (comme elle l'était 

I par la lunette, à cause que toutes les figures précédentes ont été tracées comme 

^^^_^ vie. 

I DeaBÏm 

I _ 13» les v< 

I iraucbe. 




DesBina do la planile Mura i 



1 les voyait) paraissait fort noire et distincte, et l'autre qui était vers le côté 
gauche, semblait plus obscure, mais toutes deux pourtant assez nettes et asseï! 
bien terminées. Je l'observai, la même nuit, avec le même verre, envîrou un quart 
d'heure avant minuit, et le trouvai justement comme il est représenté dans la 
pi/. F, et je crus que la première tache triangulaire se mouvait; mais ayant des- 
Fig. 10. 



© ® (D 



OaBslDs du la plaudie Hara falli par tlooke à, Londres, du 10 mars au 7 avril. 
sein de l'observer encore le même matin, sur les trois heures, j'en fus empêché 
parce que le temps fut couvert de nuées. 

• Toutefois, le 22 mars, sur les 8 heures et demie du soir, trouvant les mêmes 
taches dans la même situation, je conclus que la précédente observation n'était 
rien autre chose que l'apparence des mêmes taches dans une autre hauteur et 
épaisseur de l'air, et je me confirmai daus cette opinion quand je les trouvai 
presque dans la même situation le '23 mars, sur les heures et demie, quoique 
l'air ne fût pas si favorable qu'auparavant. 



28 LA PLANÈTE MARS. 

€ Et quoique j'eusse dessein de faire des observations tous les matins, de ce jour- 
là il survint toujours quelque chose qui m'en empêcha jusqu'au 28 mars, vers les 
3 heures, que l'air se trouvant léger en poids, quoiqu'il fût humide et un peu 
brouillé, je vis qu'il était justement de la forme représentée dans la fig. I, ce 
qui ne se peut accorder avec les autres apparences, si cen'estque nous admettions 
un mouvement de Mars sur son centre. Si cela était, nous pourrions, par les 
remarques des 21, 22 et 28 mars, conjecturer que ce mouvement se fait une ou deux 
fois en 24 heures, si ce n'est qu'il ait quelque espèce de mouvement de libration,co 
qui ne semble pas si vraisemblable. J'observerai à l'avenir, autant qu'il me sera 
possible, si cela est véritablement ainsi, oui ou non. » 

Explication des figures dont il est parlé dans le précédent discours. 

t A. — La figure que j'ai observée le 3 mars, à0'>20" au matin, l'air étant pesant 
comme on le reconnut par le baromètre à roue et ayant plusieurs parties inflec- 
tives (c'est-à-dire qui faisaient réfraction) dispersées en haut et en bas, 

B. — L'autre figure que j'ai tirée de l'observation que je fis le même matin, 
environ dix minutes après. Ces deux remarques ont été faites avec des oculaires 
fort convexes. 

« C. — Le 10 mars, 0^20™ au matin, l'air étant pesant et plein de parties inflec- 
tives, je me servis d'un oculaire assez faible. 

« D. — Le 10 mars, S^'O" au matin, l'air étant pesant et plein de parties inflec- 
tives, ce qui le rendait plus rayonnant et plus confus qu'il n'était à 3 heures ou 
environ auparavant, je me servis d'un oculaire faible. 

« E. — Le 21 mars, 9 heures et demie du soir, l'air étant léger et clair, sans 
parties inflectives, sa face paraissait distinctement de cette forme : je me servis 
d'un oculaire faible. 

« F. — Le 22 mars, H heures trois quarts du soir, l'air continua d'être léger et 
clair, sans vapeurs inflectives; l'oculaire était faible. 

«G. — Le 21 mars, 8 heures et demie du soir, l'air était clair avec quelque peu 
déveines inflectives et indifi*éremment léger. L'oculaire était faible. 

a IL — Le 23 mars, 9 heures et demie du soir, l'air était assez léger, mais hu- 
mide et en quelque façon épais, mais il paraissait avoir peu de parties inflectives. 

a L — Le 28 mars, 3 heures du matin, l'air était à peu près comme le 23, hu- 
mide, brumeux avec des veines. » 

Cet exposé des observations de Tastronome anglais est une traduction à 
peu près textuelle de sa communication à la Société Royale de Londres, le 
28 mars 1666. Nous avons reproduit ici, parla photogravure, en fac-similés au- 
thentiques, sans retouche aucune et de môme dimensions que les originaux, 
les neuf dessins de Hooke. Les dates des observations doivent être augmentées 
de 10 jours, parce que la réforme du calendrier adoptée en Italie dès Tan 1582 
n'a été adoptée en Angleterre qu'en 1752. Le 3 mars correspond donc au 13. 



1666 ANCIENNES OBSERVATIONS. — HOOKE. 29 

La môme planche des Philosophical Transactions y d*où nous reproduisons 
ces dessins, renferme aussi les dessins de Cassini et des observateurs italiens, 
mais quelque peu exagérés, notamment le grand dessin de tôte de la fig. 14 
sur lequel les deux taches sont si massives que Ton pourrait prendre cet 
aspect pour celui d'une haltère de fonte ! 

Ici nous pouvons faire une pause d'un instant et nous demander si nous 
avons déjà une première conclusion à tirer de cet ensemble de croquis 
primitifs. 

Bien primitifs, en effet. Il faut croire que les lunettes ne possédaient pas 
à celte époque une grande puissance de définition, car il est à peu près 
impossible de reconnaître sur aucun de ces dessins les configurations géo- 
graphiques qui existent réellement sur le globe de Mars. Trois dessins 
seuls permettent une identification certaine, il est vrai, mais assez vague : 
ce sont les dessins de Huygens, 28 novembre 1659 [fig. 9, p. 16), et Hooke, 
13 mars 1G66, à 0*'20'" et 0'*40'" (fig. 1.5). Pour commencer dès maintenant 
notre connaissance de la géographie martienne, je reproduirai ici [fig. 17) 
une photographie du globe de Mars que j*ai construit, il y a quelques 
années, sur l'ensemble des observations. Un hémisphère, le plus carac- 
téristique, suffit ici. La nomenclature adoptée sur ce globe est celle de la 
Carte générale de la planète construite par M. Grecn en 1877 et publiée par 
la Société Royale Astronomique de Londres, à l'exception des noms de « mer 
du Sablier », appelée aussi « mer de Kaiser » et de la baie du Méridien 
appelée aussi « baie de Dawos ». (Nous avons conservé le nom de mer du 
Sablier à cette mer triangulaire si caractéristique parce que l^'elle est depuis 
très longtemps désignée sous ce nom v ihe hour-glass sea », que 2^ ce nom 
est bien approprié à sa forme, et que 3° cette tache a véritablement servi de 
sablier pour déterminer la durée de la rotation de Mars, car c'est par son 
passage au méridien central et son retour, et par la comparaison des dates 
de ses anciens dessins à celles des modernes que l'on a exactement mesuré 
le temps martien.) 

Cette projection nous montre le globe de Mars vu perpendiculairement 
à son axe, le pôle sud en haut, le pôle nord en bas. Ce globe ne se présente 
pas souvent juste j)erpendiculaire, comme on le voit ici, mais légèrement 
incliné, nous offrant tantôt son pôle sud, tantôt son pôle nord. Mais celte 
projection perpendiculaire suffit actuellement pour nous orienter. Nous 
nous occuperons des autres aspects un peu plus loin. 

Les trois dessins dont nous venons de parler représentent cette mer du 
Sablier. Que le lecteur veuille bien les comparer à notre fig. 17, et il consta- 
tera comme nous que le premier montre cette mer très élargie et plus 



30 



LA PLANÈTE MARS- 



vague, que le second la montre plus étroite, rattachée en haut à la mer 
Flammarion et en bas à la mer Delambre. Il en est de même du troisième 
dessin. Ce n'est pas précis, ce n'est pas net, c'est vu de très loin, à l'aïâe 
d'instruments imparfaits, mais c'est bien cette configuration, et le calcul le 
prouve, attendu que la rotal'on mart'enne de 24'" 3'" 22 6 a bien réellement 
fait passer cette mer en ces mér d ens aux dates précises des observations. 
À cette carte f gure nous ajouterons une petite vue de la planète prise à 




l'aide d'une petite lunette (lunette de 75""") pour montrer que les conQgu- 
ratious les plus étendues sont perceptibles dans ces modestes instruments, 
pourvu qu'ils soient bons, qu'on ait un œil excellent et qu'on sache obser- 
ver. Les lunettes acluelles de cette dimension sont tout à fait comparables, 
pour les images qu'elles donnent, aux grands instruments primitifs dont se 
servaient Hooke et Cassini. Ouels progrès! Un instrument de cet ordre ne 
coûte pas 200'' aujourd'hui. Ne devrait-on pas en posséder au moins un par 
département, un par école primaire ? Les citoyens de la Terre auraient au moins 
une notion des réalités de l'Univers. Mais, en France même, il n'y a certai- 
nement pas un humain sur mille qui ait jamais vu une seule des merveilles 
célestes, ou plutôt pas un sur dix mille, peut-être à peine un sur cent mille! 



!6G6 ANCIENNES OBSERVATIONS. — 1100KE. 31 

Cette vue do Mars a été prise le 18 février 1884. Elle est satisfaisante. Le 
ciel élait nuageux, mais, en affaiblissant l'éclat de la planète, ces nuages ne 
nuisaient pas à l'observation, au contraire. 

On remarque sur le disque {heure de l'observation : d'-Sb") une tache 
grise rappelant la forme d'une coupe à Champagne, s'évasant considérable- 
ment par le haut, de sorte qu'on croirait voir les ailes ùlondues d'un oiseau 
de mer. Celle tai:ho allongée est la mer du Sablier dont noua venons de 
parler à propos des deui dessins de llooke du I3;mars 1666. A elle seule, cette 
observation suffirait pour prouver la permanence des taches de la planète 




Mars. Le pûle nord est très marqué sur le bord inférieur du disque par la 
neige polaire qui y forme une tache blanche circulaire. 

Quant aux autres dessins de Hooke, ainsi qu'à tous ceux de Cassini, 
Serra, etc., nous avouons n'y rien reconnaître, n'y rien pouvoir idenlifler. 
La surface de Mars était-cllo alors très masquée par des nuages ? Les instru- 
ments manquaient-ils de déûaition? Pourtant ces taches ont servi à déter- 
miner la rotation. Elles existaient donc réellement : elles ont été plus ou 
moins précisées, plus ou moins bien exactement dessinées; mais ce ne sont 
pas de fausses images, puisque la rotation déterminée par elles est exacte. 

De ces premières observations, comme on vient de le voir, Cassini avait 
déjà pu conclure, dès 1666, la rotation de la planfete à 24'' 40'" environ (sans 
tenir compte du déplacement de la Terre). Pourtant, cette opposition de 1666 
est loin d'être l'une des plus favorablos ; elle a eu lieu le 18 mars, c'est-à-dire 
à une épdjue où la planète est fort éloignée de la Terre et vers son aphélie. 
Celte oppositiou est analogue à celle do 1686. 

Continuons notre étude. 



32 ( LA PLANÈTE MARS. 

XII. 1672. — HUTGENS. 

Nous avons déjà signalé une observation de cet astronome faite vers 1656 
et quatre de l'année 1659; plusieurs autres dessins, dont deux de 1662, sont 

Fig. 19. 




Q de XHTi fail par Huygci 



conservés aussi à l'Université de Leyde, l'un du 6, l'autre du 13 août. Le 
premier ne montre aucune tache sombre, mais seulement la tache blanche 
polaire méridionale; lo second montre ce pùle et, dans la partie inférieure 
du disque, la mer du Sablier. Nous reproduisons ici ce second dessin, d'après 
le fac-similé qu'eu a publié M. Terby. 
En 1672, Mars passait en une opposition périhélie, c'est-à-dire dans la 
Fig, ao. 




iUO 9-3 W i 883-S30-84^66a8 89 

plus favorable de toutes. Il y revient tous les 15 ans environ. Les années 



1672-1683 ANCIENNES OBSERVATIONS. — HUYGENS. 33 

1689, 1704, 1719 ont élé dans le même cas. Alors la planète se présente à nous 
inclinée, avec le pôle supérieur visible et la mer du Sablier très basse. Le 
dessin de Huygens peut être parfaitement idenlifié avec la réalité, comme 
on peut s'en rendre compte par la projection ci-dessus. 

XIII. Même année 1672. — Flamsteed. 

Le premier Directeur de TObservatoire royal d'Angleterre, fonde en 1676, 
avait observé, notamment le 11 octobre 1672, la planète dont nous écrivons 
rhistoire. Cet astronome, voulant prendre la position de la planète Mars, fit la 
remarque suivante : 

« Planetae scmper circa médium obscuritas aliqua apparuit, quam ut 
potui in figura adumbravi. » C'est tout ce qu'il dit sur notre planète. L'es- 
quisse qu'il en a tracée montre simplement dans l'intérieur du disque, vers 
la région centrale, « l'obscurité » dont il parle, c'est-à-dire une tache irrégu- 
lière environnée d'une large pénombre. Cette figure nous paraît peu intéres- 
sante à reproduire (M- 

Cette même opposition a été observée par Laurentiis (*), sans résultat 
utile pour le progrès de la connaissance physique de Mars. 

XIV. 1683. — Huygens. 
Aux observations de Huygens signalées plus haut, nous devons adjoindre 

Fig. 21. 




Esquisse de Mars par Huygens, le 17 mai 1083, à lu»" 3 -. 

ici celles qu'il a faites en 1683, les 7 et 9 avril, 7, 13, 17 et 23 mai. Ces sLx 
observations, accompagnées d'autant de dessins, ne donnent encore que de 
vagues esquisses, analogues à celles du même astronome, de 1659 et de 1672 ; 
mais ces esquisses permettent de reconnaître notamment la mer caractéris- 

(•) On la trouvera Ilistoria Cœlestis, 1725, tome I, p. 17, fig. 35. 
(») Joannis Francisci de Laurentus Observationcs Saturni et Martis Pisaurienses. 
In-fol. — Pisauri, 1672. 

Flammarion. — Mars, 3 



34 LA PLANÈTE MARS. 

tique du Sablier avec laquelle nous avons déjà lait connaissance. Nous signa- 
lerons entre autres le croquis du 17 mai, à 10'' 30", fait à la plume comme 
tous les autres, et qui dessine bien cette forme. Mars était alors fort éloigné 
de la Terre, tandis qu'en 1072 il était passé en opposition vers son périhélie. 
Huygens a encore fait, le 4 février 1694, une esquisse du même ordre. 

On en était là de Tétude de Mars lorsque Fontenelle publia ses Entretiens sur 
la pluralité des Mondes, Remarque assez curieuse, Mars était passé très près do 
la Terre en 1072, et on ne l'avait observé qu'au point de vue de l'astronomie 
de position : la connaissance de sa constitution physique n'a pas fait un 
seul pas, si ce n'est la constatation de la tache polaire australe par Iluygens. 

XV. 1686. — Fontenelle. 

Le spirituel auteur des Entretiens sur la pluralité des Mondes (') s'occupe de 
toutes les planètes, du Soleil et des étoiles fixes, et nous expose dans le plus 
élégant des langages ce que l'on en savait à son époque. Qnoiqu'il parle assez 
longuement de Vénus, de sa rotation, de ses années, de ses climats et même 
de ses montagnes, il semble dédaigner quelque peu la planète qui nous 
occupe ici. « Mars, dit-il, n\i rien de curieux que je sache; ses jours sont de 
plus d'une demi-heure plus longs que les nôtres, et ses années valent deux 
de nos années, à un mois près. Il est cinq fois plus petit que la Terre, il voit 
le Soleil un peu moins grand et moins vif que nous ne le voyons ; enfin Mars 
ne vaut pas trop la peine qu'on s'y arrête. Mais la jolie chose que Jupiter 
avec ses quatre lunes ou satellites! » 

C'est tout ce qu'il dit de Mars. Il y revient un peu plus loin à propos de 
a l'absence de satellites », qu'il regrette inûniment au point de vue de la 
logique. « On ne peut pas nous le dissimuler, répond-il à la marquise, il n'en 
a point, et il faut qu'il ait pour ses nuits des ressources que nous ne savons 
point. Vous avez vu des phosphores, de ces matières liquides ou sèches, 
qui, en recevant la lumière du Soleil, s'en imbibentet s'en pénètrent, et en- 
suite jettent un assez grand éclat dans l'obscurité. Peut-être Mars a-t-il de 

grands rochers fort élevés, qui sont desphosx^hores naturels, et qui prennent 

• 

pendant le jour une provision de lumière qu'ils rendent pendant la nuit. 
Vous ne sauriez nier que ce ne fût un spectacle assez agréable de voir tous 
ces rochers s'allumer de toutes parts dès que le Soleil serait couché, et faire 
sans aucun art dos illuminations magnifiques, qui ne pourraient incommoder 
par leur chaleur. Vous savez encore qu'il y a en Amérique des oiseaux qui 
sont si lumineux dans les ténèbres qu'on s'en peut servir pour lire. Une 

(») Première édition; Paris, 16SG. 



1704 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. 35 

savons-nous si Mars n'a pas un grand nombre de ces oiseaux, qui, dès que la 
nuit est venue, se dispersent de tous côtés et vont répandre un nouveau 
jour? » 

C'est charmant. Si Fontenelle n'avance pas l'étude technique que nous fai- 
sons en ce moment, du moins nous y intéresse- t-ii et nous convie-t-il à aller 
plus loin. 

Les deux satellites de Mars ont été découverts 191 ans plus tard. 

Le dix-septième siècle se couche quelques années après la divulgation du 
livre de Fontenelle, qui marque une ère nouvelle dans l'histoire de la littéra- 
ture scientifique ou, pour mieux dire, qui ouvre cette ère. Le dix-huitième 
siècle s'ouvre au point de vue du sujet qui nous occupe ici par les recherches 
do Maraldi (neveu de Gassini) à TObservatoire de Paris. 



XVL 1704. — Maraldi (»). 

La planète était passée en 1072 en une opposition périhélique très favo- 
rable, que Ton avait appliquée avec succès à la détermination de la paral- 
laxe de Mars. En septembre et octobre 1704, elle revint à une situation 
presque aussi rapprochée de la Terre. On l'observa spécialement à l'Observa- 
toire de Paris pour une nouvelle détermination de sa parallaxe, et Maraldi uti- 
lisa cette circonstance pour observer les taches et vérifier le mouvement de 
rotation. Sa conclusion est que ces taches sont variables. Voici du reste son 
mémoire, auquel nous adjoignons les trois dessins qui l'accompagnent. 

Dans les mômes circonstances de la plus petite distance de Mars à la Terre, 
nous avons observé avec une lunette de 34 pieds de Campani les taches de Mars, 
qui nous ont servi à vérifier la révolution autour de son axe, qui, suivant la décou- 
verte de M. Gassini, est d'environ 2i*»iO'". 

Les taches que l'on voit avec de grandes lunettes sur le disque de cette planète 
ne sont pas pour l'ordinaire trop bien terminées, et elles changent souvent de 
figure, non seulement d'une opposition à l'autre, qui est le temps le plus propre 
pour ces observations, mais aussi d'un mois à l'autre. Nonobstant ces changements, 
il ne laisse pas d'y avoir des taches d'une assez longue durée pour pouvoir être 
observées pendant un espace de temps suffisant h déterminer leurs rc'volutions. 

Parmi ces difl'érentes taches, nous en avons remarqué une en forme de bande 
vers le milieu du disque, à peu près comme une des bandes de Jupiter. Klle n'en- 
vironnait pas tout le globe de Mars, mais elle était interrompue, comme il arrive 
quelquefois aux bandes de Jupiter (fto- 1). et occupait seulement un peu plus d'un 

(') Observations des taches de Mars i)our vérifier sa révolution autour de son axe. 
Histoire et Mémoires de l'Acadt':mie des Sciences. Aimée 1706, p. 74.! 



36 



LA PLANÈTE MARS. 



hémisphère de Mars; ce que l'on a reconnu en observant cette planète à différentes 
heures de la môme nuit et aux mêmes heures de différents jours. Cette bande 
n'était pas partout uniforme, mais environ à 90° de son extrémité précédente dans 
la révolution de Mars, elle faisait un coude avec une pointe tournée vers son 
homisphère septentrional. C'est cette pointe, assez bien terminée, contre Tordi- 
uaire des taches de cette planète, qui nous a servi à vérifier sa révolution. 

Nous vîmes la bande dès les premières observations que nous fîmes avec la 
grande lunette au mois d'août, lorsque le disque de Mars qui s'approchait de la 
Terre commençait à paraître assez grand ; cependant nous n'aperçûmes la pointe 
dont nous venons de parler qu'au mois d'octobre suivant. Elle arriva au milieu 

Fig. 22. 




Aapcct de Mars les 14 octobre 1704, à 10''24*, 16 octobre 1704, à 9'»5", et mémo jour à 7''0'». 

Fac-similé d'un dessin de Maraldi. 

du disque de Mars le 14 octobre, à 10'>24°». Le 15, elle arriva à 11^9". 

Le 16, à 7*» du soir, proche des deux pôles de la révolution de Mars, on 
voyait deux taches claires qui ont été observées plusieurs fois depuis cinquante 
ans iTig- 3). Outre ces deux taches claires, on en voyait une obscure vers le bord 
oriental, qui était l'extrémité de la bande qui commençait à entrer dans l'hémi- 
sphère de Mars exposé à la Terre. Le m^.me jour, à 9*»5«', l'extrémité de cette bande 
avait déjà passé le milieu de Mars, et la bande se voyait continuée jusqu'au 
bord oriental (fig. 2) où l'on voyait une marque de la tache adhérente à la bande 
qui arriva ensuite au milieu de Mars, à ll*'38°>. On continua les jours suivants les 
mêmes observations de la bande interrompue, qui n'était pas si avancée dans 
rhémisphère apparent aux mêmes heures que les jours précédents, et nous 
observâmes aussi que la tache principale arriva le 17 octobre au milieu de Mars, 
à 11^18'». Dans la comparaison de ces observations, les retours de la même tache 
au milieu de Mars ne paraissent pas précisément égaux, et il y a quelques minutes 
de tliffôrence, ce que nous attribuons à la difficulté de déterminer exactement le 
temps de son arrivée au milieu. Mais, en comparant l'observation du 14 octobre 
avec celle du 17, entre lesquelles il y a trois révolutions, on trouve le retour de la 
tache au milieu de l'hémisphère apparent de 24*» 38". 

On connaîtra mieux cette période par la comparaison des observations de la 



ITOt ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. 37 

tache plus éloignées entre elles, comme sont celles que nous fîmes le 22 novembre, 
auquel jour, après avoir reconnu qu'à 7*»0« l'extrémité de la bande était avancée 
dans le disque de Mars, nous observâmes que la tache arriva au milieu à il ''5'». 

Si Ton compare cette dernière observation avec celle qui fut faite le 14 octobre, 
à 10*» 24", on trouve entre ces deux observations 39 jours et 41", qui étant partagés 
par 38, nombre des révolutions dues à cet intervalle, donnent un jour et 39 minutes 
pour chacune, à une minute près de celle qui a été déterminée par M. Casslni. 
Ces périodes sont telles qu'elles résultent des observations immédiates et sont 
presque les plus courtes qu'on puisse trouver, à cause que le mouvement que 
Mars a fait durant cet intervalle n'a pas été considérable. Si de ces périodes 
apparentes on en voulait conclure les périodes moyennes, ces dernières se trou- 
veraient un peu plus longues que les apparentes ; mais nous négligeons ces 
équations, aussi bien que la difiPérence qu'il peut y avoir entre l'arrivée de la 
tache au milieu de Mars, lorsque son disque paraissait rond comme dans l'obser- 
vation du mois d'octobre, et l'arrivée de la même tache au milieu de Mars lors- 
qu'il n'était plus rond, mais sensiblement ovale, comme dans la dernière obser- 
vation du 22 novembre. 

Nous avons cru qu'il était inutile de tenir compte de ces équations, parce que 
nous n'espérons pas d'arriver à la précision qu'on peut attendre dans cette déter- 
mination, à cause des changements qui sont arrivés aux taches que nous avons 
observées. Car la pointe adhérente à la bande que nous observâmes pendant 
plusieurs jours, vers le milieu d'octobre, était fort diminuée le 22 novembre, en 
sorte qu'on ne l'aurait pas jugée la même, si la distance à l'extrémité de la bande 
qui la précédait et qui était la même que dans les observations précédentes, ne 
l'avait pas fait reconnaître. Après le 22 novembre, nous ne pûmes pas continuer 
les observations de la tache pour voir le changement qui lui est arrivé dans Ja 
suite, à cause du temps couvert qui dura près d'un mois, après lequel temps Mars 
était trop éloigné de la Terre pour pouvoir bien distinguer les taches; mais les 
observations faites au mois de septembre précédent nous donnent lieu de croire 
qu'il y a eu des changements considérables; car, en prenant pour époque des 
retours de la tache l'observation du 14 octobre, et supposant qu'avant cette époque 
ses retours au milieu de Mars soient à peu près égaux à ceux qui l'ont suivie, on 
trouve que la tache aurait dû paraître au milieu du disque de Mars depuis le 4 j usqu 'au 
10 de septembre, à peu près aux mêmes heures que vers le milieu d'octobre. Cepen- 
dant, parmi les observations que nous fîmes avec soin en ce temps-là, à diverses 
heures de la nuit, on ne vit aucune marque de cette tache, quoiqu'on distinguât 
fort bien la bande à laquelle on a remarqué depuis la pointe. Dans le commoji- 
cément de septembre, au lieu de cette pointe, nous observâmes au milieu de Mars 
une autre tache séparée de la bande vers le septentrion, et cette tache avait dis- 
paru lorsqu'on remarqua la pointe; ce qui nous donne lieu de croire que la tache, 
qui au commencement de septembre était séparée de la bande, peut avoir eu un 
mouvement particulier du Nord au Sud, par lequel elle s'est approchée de la bAde 
et y a forme la pointe que nous observâmes vers le milieu d'octobre et le tl no- 



38 LA PLANÈTE MARS. 

vembre qu'elle parut diminuée. Ces change m en Is ont quelque ressemblance avec 
ceux qui oot été obsen'^s par M. Cassini dans les taches de Jupiter, et avec ccux- 
raêmos qui s'observent quelquefois dans les taches du Soleil. 

Ces observations de Maratdi en 1704 confirmaient, comme on le voit, la 
durée de rotation trouvée par Cassini et l'existence des taches de diverses 
natures A la surface de la pianote, les unes foncées, les autres blanches- Ces 
taches lui paraissent variables, en étendue ot en position, comme celle.s de 
Jupiter. 

■ En 1704, Mars se présentait à la Terre comme en 1072, en opposition péri- 
liélii]ue, l'I les dessins de Maraldi devraient pouvoir s'accorder plus ou moins 
avec les aspects suivants, (]ui représentent l'eiisemlite du tour de la planèle 



Fb 2î 




en cette position. La /ig. A, dont le méridien central est 270°, et qui montre 
la mer du Sablier, correspond presque à I.i face représentée fig. 2(1. 

Nous avouons ne pouvoir identifier avec certitude, et miîme avec proba- 
bililé. les trois dessins de Maraldi. Cette bande existait réellement, plus ou 
moins pareille au dessin, puisqu'elle a servi à déterminer la rotation, mais 
elle ne ressemble pas à ce qui a été vu par Cassini et Hooke, et Maraldi con- 
stata lui-même des changements d'aspect pendant ses observations. Il n'est 
pas ilouteux, non plus, que celte sorte de gonflement de la bande que l'on 
voit sur les deux premiers dessins n'ait varié sous les yeux mêmes de l'obser- 
vateur. 

Nousavons donc dès maintenant, eu 1704, quatre faits établis parles obser- 
vations, dont la première utile date de 165G (Huygens), c'est-;i-dii-ede48 ans : 

l.c filobe de Mars a rhs tnclies, comme le globe lunaire; 

Il est animé d'vn mouvemaU de rotation analogue à cehii de la Tfrrf .■34''39"'; 

Ali rnntrdirc de celles de la Lune, les tacites de Mars sont variables; 

l.rs pilles sont mnrrjuês par des tarhcs clairei. 

\ l'opposition périhélique suivante, 171'J, Maraldi renouvela les mêmes 
observations à l'Observatoire de Paris. Nous allons également les publier, avec 
les quatre dessins qui les accompagnent. Les voici. 



1719 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. 39 

XVII. 1719. — Maraldi (M. 

Pendant Tautomnc de Tannée 1719, la situation de la planète se présenta 
de nouveau d*une manière particulièrement favorable pour les observations. 

Lorsque la planète arriva en opposition, le 27 aoii t de cette année, elle n'était 
qu'à 2*30' de distance du périhélie et, en raison de son rapprochement de la 
Terre, elle brillait d'un éclat si extraordinaire qu'un grand nombre de per- 
sonnes virent en elle une nouvelle étoile ou une comète inattendue. Le 
19 aoùl, Maraldi, ayant observé la planète, avec une lunette de 34 pieds de 
longueur, remarqua sur le disque deux bandes foncées formant l'une avec 
l'autre un angle obtus, ce qui présentait une particularité très digne de 
remarque. Le 25 septembre, il observa de nouveau la planète et remarqua 
que le tracé angulaire dont nous venons de parler occupait la même posi- 
tion sur le disque. Pendant l'intervalle de 37 jours qui s'étaient écoulés entre 
les deux observations, la planète avait par conséquent effectué 30 rotations 
sur son axe, ce qui donna 21^40"* pour la période, résultat en parfait 
accord avec celui de Cassini. 

L'observateur conclut, comme en 170î, la variabilité des taches. 

Voici du reste le mémoire de Maraldi, daté du 29 mai 1720 : 

Sur la fin d'août de Tannée 1719, la planète de Mars s'est trouvée plus proche 
de la Terre qu'elle n'en avait été depuis longtemps. 

Comme cette situation était des plus avantageuses pour la recherche de la pa- 
rallaxe de cette planète, et pour l'observation de ses taches qui ne peuvent se bien 
distinguer que dans les oppositions les plus proches de la Terre, nous en avons 
profité autant que le ciel nous la permis. 

En observant Mars avec la lunette de 3'i pieds, nous avons remarqué des taches 
différentes, qui, par la révolution autour de son axe, ont paru en divers temps dans 
la partie de son disque exposée à la Terre. Parmi ces taches, il y avait une bande 
obscure un peu large qui n'occupait qu'environ la moitié de l'hémisphère de Mars. 
Elle n était pas perpendiculaire à Taxe de sa révolution, comme le sont pour 
Tordinaire la plupart des bandes de Jupiter; mais elle en était fort inclinée, en 
sorte que quand elle se trouvait tout entière dans Thémisphère exposé à la Terre, 
l'extrémité terminée par le bord oriental était entre le pôle septentrional et son 
équinoxial et Talitre extrémité terminée par le bord occidental tombait assez 
proche du pôle méridional. Vers Textrémité orientale de la bande, il s'y en 
joignait une autre inclinée à la première, qui faisait à cette jonction un angle, 
avec une pointe assez sensible, l'autre extrémité de la bande étant dirigée vers 
le pôle méridional [fiQ. B). 

(') Nouvelles observations de Mars. Ilisloirc et Mémoires de l'Académie des 
Scienccii, année 17*20, p. 144. 



40 LA PLANÈTE MARS. 

Cet angle, avec la pointe assez bien marquée, nous a servi à vérifier de nou- 
veau le temps de la révolution de Mars autour de son axe. 

Le 13 juillet, j'observai à 3** 40™ du matin la grande bande oblique étendue en 
ligne droite d'un bord à l'autre {fig. A), mais on ne remarqua aucun angle, quoique 
la pointe dût paraître alors dans le disque apparent proche de son bord occiden- 
tal; ce qui donne lieu de croire qu'elle n'était pas encore visible, et qu'elle s'est 
formée depuis ce temps-là par quelque changement assez ordinaire qui arrive en 
peu de temps aux parties qui forment les taches de cette planète. 

La bande oblique et brisée n'est pas la seule tache que l'on ait remarquée sur 
Mars : il y en avait une autre de figure triangulaire et assez grande dans une partie 
de sa circonférence éloignée de plus de 130« de l'endroit où était la bande coudée. 
Nous l'observâmes le 5 et le 6 août, vers le milieu du disque apparent dont 
elle occupait la plus grande partie, ayant une des pointes du côté du pôle sep- 
tentrional, et sa base proche du pôle méridional {fig. D). 

Elle disparut les jours suivants, en passant dans l'hémisphère opposé et on l'a 
vue retourner une autre fois le 16 et le 17 octobre, après avoir fait 72 révolutions, 
chacune de 24^40'°10*, comme par les observations de l'autre tache. 

Outre ces taches obscures qui étaient situées en différents endroits de la sur- 
face de Mars, il y en avait une autre fort claire et fort éclatante proche du pôle 
méridional, qui offrait l'aspect d'une zone polaire {fig. C et D). 
' Durant nos six mois d'observations, elle a été sujette à différents changements : 
ayant paru très claire en certain temps, et en d'autres très faible, et après avoir 
disparu entièrement, elle reparut avec le môme éclat qu'auparavant. 

Toutes les fois qu'elle était claire, le disque de Mars ne paraissait pas rond, mais 
la partie méridionale du bord qui la terminait paraissait excéder et former en cet 
endroit une espèce de tubérosité ou de calotte d'une portion de cercle plus grand 
que le reste du bord; de sorte que, dans cette rencontre, cette planète, vue avec 
la lunette, offrait à peu près la même apparence que fait à la vue simple la Lune, 
lorsque, dans son croissant et dans son décours, une petite partie seulement du 
disque éclairé par les rayons directs du Soleil est exposée vers nous et que l'autre 
partie est éclairée par les rayons réfléchis de la T<îrre qui nous la rendent visible, 
car pour lors la partie du disque de la Lune éclairée par les rayons directs paraît 
être une portion d'un plus grand cercle que le reste qui est éclairé par les rayons 
réfléchis. Or, comme cette apparence de la plus grande portion de la Lune n'est 
formée dans l'œil que par la plus forte impression des rayons plus lumineux, de 
même il y a lieu de croire que l'apparence de Mars était causée dans l'œil par 
l'éclat de sa partie plus claire et plus vive que le reste de son disque. 

En comparant ensemble les observations de la tache claire, nous avons reconnu 
que la diversité d'apparences qu'elle a présentée avait quelque rapport à la révo- 
lution de Mars autour de son axe, car en prenant pour époque l'observation que 
je fis le 17 mai 1719, dans laquelle la tache parut fort claire, si l'on ajoute 
37 jours qui font 3G révolutions entières, on aura le 23 juin pour premier retour 
de la tache au même endroit du disque. En ajoutant de nouveau 37 jours au 23 juin, 



1719 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. Jl 

on aura pour second retour lo 30 juillet, le troisième retour sera le 5 septembre, 
le quatrième au 12 octobre, et au 18 novembre le cinquième retour. 

La tache a paru fort claire aux temps marqués par ces différents retours toutes 
les fois que le ciel a été favorable, et elle faisait l'apparence dont on a parlé, et 
si ce jour-là le ciel n'était pas serein, elle a paru quelques jours avant et après; 
car elle occupait proche du pôle méridional une grande portion du globe de Mars, 
elle était visible pendant plusieurs jours. Ces apparences peuvent donc s'ex- 

Fig. 24. 




Mars rails par Maraldi i 



pliquer par la révolution de Mars autour de son ase, qui ramène la même partie 
claire dans l'cudroit du disque oïposé plus directement à notre vue. 

Présentement, si Ton prend la même époque du 17 mai où la tache parut fort 
claire, et qu'on y ajoute 18 jours, on aurale temps où la partiodu disquedo Mars 
opposée à la partie claire doit tHre exposée i notre vue. Ce temps tombe au 
i juin. Nou.s vîmes !e premier du mémo mois dans cotte partie du disque une 
clarté assez sensible étendue d'un bord à l'autre, mais elle ne paraissait pas aussi 
claire que cclli' ilc la partie opposée, ce qui fait voir que la matiî're qui formait 
la clarté était pour lors répandue tout autour du pôle austral de llars, mais que 
dans un endroit elle avait beaucoup plus d'éclat que dans l'autre. 



42 LA PLANÈTE MARS. 

Pour avoir les temps des autres retours de la partie moins claire dans Thémi- 
sphère exposé à la Terre, on ajoutera au 4 juin continuellement 37 jours, et 
on aura le temps du second au 11 juillet, le troisième retour sera au 17 août, le 
quatrième au 23 septembre et le cinquième au 30 octobre. Le 12 juillet, elle parut 
«^peu près comme au commencement de juin; mais depuis le 12 août, qui est le 
temps du troisième retour, jusqu'au 22 du même mois, elle a été moins claire et 
moins étendue, de sorte que cette troisième fois elle paraissait diminuée par 
rapport à ce qu*elle avait été le 4 juin et le 12 juillet. Cependant, sur la fin d'août, 
elle aurait dû paraître plus grande et plus belle par raison d'optique, à cause que 
Mars était pour lors plus proche de nous que dans les apparitions précédentes, 
ce qui fait voir qu'elle était diminuée réellement. 

Dans le quatrième retour, qui tombe au 23 septembre, non seulement elle avait 
encore diminué comme dans les jours pré(.'édents, mais elle avait disparu, ayant été 
entièrement invisible depuis le 16 septembre jusqu'au 26 du mémo mois ; cependant 
37 jours après, c'est-à-dire le 30 octobre, lorsque les mêmes parties du disque 
qui, le 23 septembre, avaient été exposées à la Terre, devaient retourner au même 
endroit, ainsi que nous lavons vérifié par le retour des taches obscures et que 
par conséquent la tache claire devait être invisible, elle parut de nouv<;au, Tayant 
observée le 28 octobre, le 3 novembre, le 5 et le 1), c'est-fi-dire deux Jours avant 
le temps marqué par la période, et trois jours après. Ainsi, il n'y a pas lieu de 
douter (iiToii l'aurait vue aussi le 30 octobre aussi bien que les jours précéd(?nts 
et suivants, à cause de la grande étendue qu'elle occupait, si ce jour-là le ciel eut 
été serein. 

On voit donc par ces observations que de toute la clarté répandue autour du 
pôle méridional il y en avait une grande partie qui, pendant plus de six mois que 
nous l'avons observée, a paru toujours avec beaucoup d'éclat, au lieu que l'éclat 
de l'autre partie qui était dans l'hémisphère opposé a été sujette à des variations, 
ayant paru assez claires en juin et juillet, et ayant ensuite diminué d'éclat et 
d'étendue jusqu'à disparaître entièrement au mois d'août et de septembre, dans 
le temps même que Mars était plus proche de nous. 

Cette diversité d'apparences dans une partie de la tache située proche du pôle 
méridional marque qu'il y a eu quelque changement pliysirjue dans la matière 
qui forme la clarté, ou bien que l'inclinaison de l'axe de la révolution de Mars a 
été sujette à quelque variation. 

Mais il faut remarquer que, si la diversité d'apparences et la disparition de 
cette partie de la tache claire de Mars avaient été causées par la différente incli- 
naison do Taxe, les autres taches obscures situées vers le milieu du disque 
auraient dû paraître en même temps plus proches qu'auparavant du bord méri- 
dional, ce qui n'est point arrivé, ayant paru au même endroit, sans aucune diver- 
sité sensible, autant que nous l'avons pu remarquer. Il y a donc lieu de croire 
qu'elle est arrivée par quelques changements physiques. 

11 est vrai que ces changements doivent être supposés bien grands et subits 
pour qu'ils fassent de si loin les apparences que nous avons remarquées, mais 



1719 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MARALDI. 43 

ils ne sont pas sans exemple dans quelques autres planètes, comme dans le 
Soleil, dans Jupiter et dans les taches de Mars. 

Bien qu'une grande partie de la tache claire ait été sujette aux changements 
qu'on vient de remarquer, elle subsiste néanmoins depuis près de GO ans qu'on 
observe cet astre avec de grandes lunettes, et l'on peut dire que c'est la seule 
tache qui s'est conservée, quoiqu'avec quelque diversité de grandeur et de clarté, 
pendant que les autres ont changé de figure, de situation, et même ont rlisparu 
entièrement. 

C'est ce qui est arrivé aussi à une autre tache claire située proche du pôle sep- 
tentrional, et qui faisait à l'égard de ce pôle la même apparence que fait la tache 
située proche du pôle méridional. On l'a vue pendant plusieurs années avec dif- 
férents degrés de clarté. Elle parut encore assez souvent vers l'opposition de 
Mars qui arriva en 1704. Ses apparitions furent plus rares pendant Tannée 1717, 
ne l'ayant pu voir qu'une fois ou deux. Et enfin elle n'a point été visible durant 
l'année 1719, quoiqu'on y ait fait attention pour la voir, ce qui fait connaître qu'elle 
s'était dissipée ontiùroment au lieu que celle qui est du côté du pôle méridional 
a paru pendant la même année 1710 beaucoup plus claire que les années pré- 
cédentes. 

Les taches obscures qui ont i)aru en divers temps sur Mars ont été aussi 
sujettes à do grands changements, ayant varié considérablement de figure, do 
situation et de grandeur. Nous nous contenterons de rapporter seulement ici ceux 
qui leur sont arrivés dans les deux dernières oppositions, lorsque Mars était plus 
proche de la Terre. 

En 17()i, nous observâmes une bande étendue d'Orient en Occident qui occu- 
pait un hémisphère de Mars. Elle était située vers le milieu de son disque, et 
était assez uniforme, hormis une pointe tournée vers le pôle septentrional qu'elle 
avait au milieu de sa longueur. Durant quelques mois que nous l'observâmes, 
elle fut sujette aux changements rapportés {voir plus haut, p. 36 et fig. 22). Dans 
les autres parties de la surface de Mars, il y avait des taches confuses et mal 
terminées. 

Vers l'opposition de l'année 1717, parmi les différentes taches que nous remar- 
quâmes dans Mars, il y avait encore une bande assez bien marquée, mais beau- 
coup plus étendue d'Orient en Occident que celle de 170i, occupant plus d'un 
hémisphère, ce que nous avons reconnu par les apparences qu'elle faisait à diffé- 
rentes heures de la même nuit. Elles étaient partout uniformes, au lieu que celle 
de 170'i avait au milieu une pointe. Outre ces différences dans la figure, il y en 
avait encore une considérable dans la situation, car celle de 1717 était située 
entre le centre apparent de Mars et le pôle méridional, plus proche du pôle que du 
milieu : au lieu que celle de 1704 s'était trouvée fort proche du milieu. 

D(*puis le mois de juin jusqu'au commencement de septembre, nous la vîmes 
disparaître trois fois sur le bord oriental, ayant passé dans l'hémisphère supérieur 
qui nous était caché; elle est retournée autant de fois dans l'hémisphère inférieur 
nuK mêmes heures du jour, et dans la mémo situation. Mars ayant fait dans cet 



44 LA PLANÈTE MARS. 

intervalle plus de 70 révolutions. Dans l'autre hémisphère de Mars, il y avait une 
tache en forme de croissant, dont les pointes étaient situées vers les deux pôles 
et la courbure tournée du côté de l'Occident. Toutes ces taches ne furent sujettes 
à aucun changement sensible durant plusieurs mois que nous les observâmes 
en 1717; mais en 1719 elles n'étaient plus les mêmes. 

On voit donc qu'il y a de grands changements sur la surface de cette planète, 
non seulement dans les parties qui sont proches de son équinoxial, où le mou- 
vement doit être plus grand, mais même dans celles qui sont autour des pôles, 
où le mouvement est beaucoup moins sensible. 

Telles sont les observations de Maraldi. Nos lecteurs auront excusé la 
longueur de cette narration et son style un peu diffus en faveur de la sin- 
cérité et de l'intérêt de ces observations. Les quatre dessins de Maraldi ont 
été reproduits ici {fig, 24) en fac-similés. Le premier (A) représente la bande 
oblique dont il parle au commencement de son mémoire, et qu'il observa 
notamment le 13 juillet. Le second (B) représente Tangle qui lui a servi à dé- 
terminer la rotation, du 19 août au 28 octobre. Le troisième (G) paraît avoir 
eu surtout pour but de montrer la tache polaire méridionale, et le quatrième 
la tache triangulaire située à 130* de la bande coudée, et observée notamment 
les 5 et 6 aoiit ainsi que les 16 et 17 octobre. Cette tache rappelle les croquis 
de Huygens des 28 novembre 1659 (p. 16) et 13 aoiit 1672 (p. 32) et repré- 
sente certainement la mer du Sablier. La large bande oblique de Isifig. B doit 
être Ja mer Schiaparelli, située à 130*" de la mer du Sablier. Il faut avouer 
que les instruments n'avaient pas alors un grand pouvoir de définition (*). 

En 1704 nous avions déjà quatre points d'acquis : 1° Mars a des taches 
sombres; 2° Mars tourne sur lui-même ea24''39'" environ; 3* ses taches sont 
variables; 4° les pôles sont marqués par des taches claires. Les observations 
de 1719 confirment ces quatre points et lui en ajoutent un cinquième : la tache 
polaire australe est excentrique au pôle; tantôt elle se présente à nous et tan- 

(') A propos des anciens dessins de Mars et de la valeur optique des instruments qui 
servaient à ces observations, il n'est pas sans intérêt de rapporter la remarque suivante 
de Gassini II, écrite le 24 avril 1720, sur les lunettes de TObservatoire : 

« Les deux étoiles qui composent Tétoile double y de la Vierge occultée par la Lune 
le 21 avril 1720, sont si proches Tune de l'autre que par une lunette de 11 pieds elles 
ne paraissent que dans la forme d'une seule étoile allongée et que par une autre 
lunetie de 10 pieds, la distance entre ces deux étoiles ne paraissait tout au plus que de 
la I-tugueur du diamètre de chacune de ces étoiles prises séparément. ■ 

Or, en 1720, les deux composantes de cette étoile double, qui sont de 3" grandeur, 
étaient écartées à G* l'une de l'autre. Nos plus petites lunettes actuelles, de 57'"" d'ou- 
verture, sufhraicnt pour opérer ce dédoublement. 

La lunette dont se servait Maraldi pour ses observations de Mars en 1711), était une 
lunette de 3'i pieds. Elle ne valait pas nos lunettes actuelles de lOS*" de diamètre et 
de l",GO de longueur. 



1719 ANCIENNES OBSERVATIONS. 45 

tôt elle est cacliée. Maraldi n'ose pas chercher la cause de ces taches polaires 
et ne prononce ni le mot glaces, ni le mot neiges, ni môme le mot nuages. Il 
sera réservé à William Herschel de définir ce cinquième fait par des mesures 
précises et de prouver que c<î sont là des glaces polaires analogues à celles 
des pôles terrestres, fondant en été et se reconstituant en hiver. 

Nous avançons donc graduellement dans la connaissance de ce monde 
voisin. Mais un point reste bien mystérieux : c*est la variation d'aspect, 
d'étendue et môme de situation des taches sombres, qui existent bien 
réellement puisqu'elles servent à déterminer exactement la rotation. Ces 
quatre nouveaux dessins ne ressemblent encore ni à ceux de 1704 ni à ceux 
de 1666. Seraient-ce, comme dans Jupiter, des bandes nuageuses de nature 
purement atmosphérique? Maraldi le croit. Cependant, nous avons vu plus 
haut qu'il y a des taches de nature géographique, puisque la mer du Sablier 
dessinée par Huygens [fig, 9 et 19), Ilooke (fig. 15) et Maraldi lui-môme 
(fig. 24 D), existe encore de nos jours. Les mers de Mars donneraient-elles 
naissance à des brumes sombres? Les bandes observées en 1704 et en 1719 
étaient-elles des bandes nuageuses? Mais des nuages vus d'en haut, éclairés 
par le Soleil, peuvent-ils paraître sombres? En ballon, passant au-dessus 
d'eux, je les ai toujours vus blancs comme de la neige. Pourtant, il y a cer- 
tainement sur Jupiter et sur Saturne des bandes nuageuses sombres. Que sont 
donc ces taches variables de Mars? J^a continuation de ces recherches nous 
éclairera peut-ôtre. 

Un mot encore, à propos de ces dessins, plus ou moins vagues. Nous avons 

Fig. 25. 




Ce que deviennent les dessins astronomiques. 

pris soin de les reproduire tous par la photogravure et de n'admettre aucune 
retouche. C'était le point le plus important pour notre étude. Il est urgent 
de ne consulter que les dessins originaux^ car bien souvent, de proche en 
proche, graduellement, insensiblement, de copie en copie, ils subissent les 
plus étranges métamorphoses. C'est ainsi, par exemple, que des dessins de 
Cassini et de Maraldi on a été jusqu'à tirer la fig. 25, que nous reproduisons 
d'après un ouvrage de Pierquin, Œuvres physiques et géographiques y imprimé 
fort luxueusement à Paris en 1744. 



46 



LA PLANÈTE MAKS. 



Et on lit dans cet ouvrage, à Tappui de ce dessin : « M. Cassini a découvert 
dans le disque de cette planète quatre taches obscures semblables à celles 
de la Lune; trois représentent d'un côté un magol et une figure d'homme; 
et dans la face opposée, on voit comme une forme de pilon, qu'on pourrait 
nommer le pilon d'Esculape. » 

Cette fantaisie montre qu'il faut se défier des interprétations, lors même 
qu'elles n'atteignent pas ce degré, et que nous devons nous-mêmes ne voir 
et ne dessiner que ce qui existe. Mais continuons notre étude. Les instru- 
ments ne s'améliorent pas vite, car le pilon d'Esculape, que nos lecteurs ont 
pu remarquer, en effet, dans les dessins de Cassini (p. 19), semble encore se 
retrouver ici. 



XVm. Môme année 1719. — Bianchini (»). 
Blanchinus ( ou Bianchini, en italien), astronome de Vérone, ami des papes 



Fig. 26 




10 septembre 1710 




20 septembre 



21 septembre, 8''. ^ *^ 






21 septembre, 10»» 35™. 24 septembre, TV 24 septembre, 0''30«. 

Dessins de Mars faits par Bianchini en 1719. 

Alexandre VIII, Clément XI et Innocent XIII, auquel on doit de si curieuses 
observations sur Vénus, a observé Mars pendant l'opposition de 1719 et ne 

(') Observations de Mars faites en 1719, publiées en 1737. Francisci Bianchini vero- 
nensis aslronomicœ ac geographicœ obsercationeSy selectœ ex ejus autographies. — 
Vérone, 1737. 



1740-1771 ANCIENNES OBSERVATIONS. 47 

paraît pas avoir été aussi bien servi par cette planète que par la première. 
Nos lecteurs en jugeront par les six dessins ci-dessus (fig. 26), que nous met- 
tons sous leurs yeux. Le premier est du 19 septembre, à 10*'28'° (lunette 
de 23 palmes, de Campani). Le second est du lendemain 20 septembre, 
à 10** 30", Mars étant au méridien comme dans le cas précédent. Le 21 sep- 
tembre, dans les mômes conditions, il obtint la figure suivante. Les trois 
autres sont du 21 septembre, deux heures et demie après l'observation précé- 
dente, du 24 septembre, à 7**0"', et du môme jour, à 9*'30°'. Ces figures ne 
prouvent pas grand chose, et sont plutôt faites pour accroître notre per- 
plexité. Ne croirait-on pas voir des os de mort sur un disque blanc? 

Ses observations et ses dessins « géographiques » de Vénus, qui ont été en 
partie conûrmés en notre siècle, ont été obtenus à Taide d'instruments plus 
nets et plus puissants sans doute. On trouve dans le môme ouvrage un dessin 
de Vénus, fait le 7 janvier 1728, à l'aide d'une lunette de Campani de 
94 palmes, par une très belle nuit, de o** à 7** du soir. Quatre observateurs cer 
tifient avoir reconnu absolument les quatre mers représentées; l'un d'entre 
eux ajoute môme : « maxima voluptate. » Les quatre taches sombres vues 
sur le disque de Vénus en quadrature ont été baptisées par Blanchinus des 
titres de « mer de Vespuce, de Galilée, Royale, et de l'infant Henry. » Cette 
observation est curieuse, et l'on ne se serait pas douté alors que la géogra- 
phie de Mars serait plus rapidement connue que celle de Vénus. 

Cette figure est analogue à celles du môme observateur que nous avons 
reproduites dans notre ouvrage les Terres du Ciel^ au chapitre de Vénus. 

Signalons encore ici, pour mémoire, deux publications sur Mars faites, la 
première en 1731, par B. H. Ehrenberger : De Marte (Coburgi); la seconde, 
en 1738, par G. M. Bose : De Marte Conglaciantc (Lipsiai). 

XIX. 1740. — Gasslni H (»). 

Cet astronome, fils de Dominique Cassini et son successeur à l'Observatoire 
de Paris, a réuni dans cet ouvrage les observations de son père et celles de 
Maraldi. Il n'y ajoute rien. L'auteur ne reproduit aucun dessin, quoiqu'il en 
donne de Vénus. Il semblait alors que la géographie de Vénus serait plus 
rapidement connue que celle de Mars. 

XX. 17G4, 17G6. — Messier. 

Le grand découvreur de comètes a fait à Paris (il y avait son observatoire 
au-dessus de rhùtel de Cluny) une observation de Mars le 3 mai 17G4, vers 

(M Élémenis d'Astro)ioniie, p. i57-4Ul. 



4B LA PLANÈTE MARS. 

deux heures du matin. On voyait sur le disque trois bandes analogues à celles 
de Jupiter, d'une nuance très faible, la bande du milieu plus large que les 
deux autres, et sa moitié plus ombrée. Cette figure a été publiée quarante 
et un ans plus tard, dans la Connaissance des Temps pour 1807. Nous ne la 
reproduisons pas ici parce qu'elle ne nous apprend rien. 

Le même astronome a observé Mars les 7 et 27 novembre de cette année et 
en a fait deux dessins, publiés également dans la Connaissance des Temps pour 
1807. On remarque deux taches faibles. Observation insignifiante pour le but 
de notre travail. 

En cette même année 1766, au mois d'août, le cardinal de Luynes, à Nolon, 
et le duc de Chaulnes, àChaulnes, observèrent la même planète et en en- 
voyèrent à Messier chacun un dessin (publiés dans le même recueil). Dessins 
vagues, indécis, qui n'apportent aucun document à notre discussion. 

XXI. 1771. — Lalande. 

Voici tout ce que cet astronome dit de Mars dans son grand ouvrage (*) : 

Le globe de Mars ne paraît jamais en {croissant, comme Vénus et Mercure, 
parce qu*il est au delà du Soleil; mais on lui voit prendre une figure elliptique, 
et sa rondeur est diminuée à peu près comme celle de la Lune trois jours avant 
son plein. 

Fontana observa en 1636 une tache obscure sur le disque de Mars. Le 
P. Bartoli, jésuite de Naples, écrivait le 24 décembre 1644 qu'avec une bonne 
lunette de Sirfali il avait vu Mars presque rond, avec deux taches au-dessous du 
milieu; cependant il y eut des temps où Zucchius ne les vit point, et cela fit 
soupçonner le mouvement de Mars autour de son axe. M. Cassini observa mieux 
que personne les taches de Mars en 1666, et elles lui firent connaître que Mars 
tourne sur son axe en 24*^40'"; il publia un mémoire à ce sujet, qui a pour titre : 
Marlis circa proprium axem revolubilis observationes, Bononiac, 1666, in-fol.; 
dans lequel on voit que Taxe de Mars est à peu près perpendiculaire à son orbite, 
autant qu'on en peut juger par des taches qui sont peu propres à cette détermi- 
nation. Il observa encore ces taches à Paris en 1670. M. Maraldi les observa en 
1704 et 1706 et trouva aussi la durée de sa rotation de 24*>39". Ces taches sont 
fort grandes, mais elles ne sont pas toujours bien terminées et changent souvent 
de figure d'un mois à l'autre; cependant elles sont assez apparentes pour qu'on 
soit assuré de la rotation de Mars. » 

C'est là un résumé, assez incomplet, des observations qui précèdent. L'exis- 
tence des taches sombres et la rotation : voilà tout ce que le célèbre âstro- 

(*j Astronomie, tome III, p. 439. 



1777-1783 ANCIENNES OBSERVATIONS. — W. HERSCHEL. 49 

nome signale sur Mars au point de vue de sa constitution physique. On no 
parle pas encore des taches polaires blanches déjà visibles sur les dessins do 
Huygens et surtout sur ceux de Maraldi; on ne les assimile pas encore à 
des glaces soumises à l'influence des saisons ; on remarque Tinclinaison de 
Taxe sans pouvoir encore la mesurer. Le progrès subit un temps d'arrêt qui 
va être rapidement réparé. / 



XXII. 1777, 1779, 1781, 1783. — William Herschel (»). 

L'illustre astronome s'est spécialement occupé de la planète Mars pendant 
les oppositions de 1777, 1779, 1781 et 1783 et a publié ses observations en 
deux mémoires ayant pour titre, le premier, Astronomical observations on the 
rotation ofthe planets, etc. ; le second, On the remarkable appearances at the polar 
régions of theplanet Mars, the inclination ofits axis, etc. Ces observations sont 
accompagnées de dessins que nous publions plus loin. Dans ces deux 
mémoires, le but de William Herschel a été spécialement Tétude de la durée 
de rotation et des variations polaires : la géographie de Mars y est à peine 
étudiée, la plupart de ces dessins étant de simples esquisses. On croit pour- 
tant y reconnaître quelques-unes des principales mers visibles; ces croquis, 
comme les précédents, plaident également en faveur de variations, dans les 
taches sombres aussi bien que dans les claires. 

Les instruments dont il se servit pour cette étude étaient très supérieurs 
en puissance à ceux qui avaient clé employés jusque-là. L'aspect, la blan- 
cheur et la variation des taches polaires le conduisent à conclure que ces 
taches représentent des masses de glaces et de neiges accumulées vers les 
pôles et il attribue leurs variations à l'influence dissolvante des rayons 
solaires auxquels elles sont exposées pendant la révolution de la planète le 
long de son orbite. Observés avec soin par lui, les changements qui arrivèrent 
dans ces taches apportèrent une confirmation immédiate et ponctuelle à ces 
vues. Ainsi, pendant l'année 1781, la tache polaire australe se montra très 
étendue, ce à quoi l'observateur s'attendait, puisque ce pôle venait de demeu- 
rer pendant douze mois dans une nuit perpétuelle. En 1783, cette tache était 
devenue considérablement plus petite et on la vit continuer de décroître 
pendant toute la série des observations, depuis le 20 mai jusqu'au milieu de 
septembre. Pendant cet intervalle, le pôle austral avait déjà reçu pendant 
huit mois le bénéfice de l'été et continuait encore de recevoir les rayons 

(») Philosophiciil Transactions for 1781, vol. LXXI, Part. I, page 115. — Id., for 
1784, vol. LXXIV, Part, il, page 233. 

Flammarion. — Mars, 4 



r,0 LA PLANETE MARS. 

solaires, quoique, vers la fin de cette période, dans une direction si oblique 
qu'ils ne devaient plus guère avoir d'efficacité sur la fonte des neiges. D'un 
autre côté, pendant l'année 1781, la tache polaire boréale qui avait été expo- 
sée à la chaleur solaire pendant douze mois et allait s'en retournant vers la 
nuit, paraissait petite et s'accroissait graduellement. Cette explication de 
William Herschel sur les taches polaires de Mars a été adoptée depuis cette 
époque comme la plus naturelle, la plus simple et d'ailleurs la plus logique 
puisqu'elle est identique à celle de nos propres taches polaires terrestres. 
Nous pouvons penser, il est vrai, que les conditions physiques, climatolo- 
giques et météorologiques ne sont pas les mômes sur les autres mondes que 
sur le nôtre. Mais l'explication par analogie est évidemment la première que 
la nature nous offre elle-même. Lorsqu'elle suffit complètement pour expli- 
quer un phénomène observé, il n'y a pas de raison pour en chercher une 
autre. 

Pendant cette même période d'observations en 1777 et 1779, William 
Herschel conclut du mouvement des taches une période de rotation de 
24*» 39™ 21 ",67. Nous verrons plus loin que cette période a été corrigée en 
1840 par Miidler, d'après les observations d'Herschel môme. 

Il trouva en même temps que l'inclinaison de l'équateur de la planète sur 
l'écliptique est de 28''42' et que son nœud ascendant est situé à 19^*28' du 
Sagittaire. 

Nous donnerons ici une analyse détaillée de ces deux importants mémoires 
de William Herschel { * ) . 

PREMIER MÉMOIRE (>) 

Lu le 11 janvier 1781, envoyé de Bath le 18 octobre 1780. 

Comme son titre l'indique, ce travail a pour but de déterminer la durée de 
la rotation des planètes, afin de vérifier par cette durée si la rotation diurne 
do la Terre reste toujours égale. L'auteur commence par traiter des mouve- 
ments de la Terre et principalement de son mouvement diurne, et il suggère 
ridée de vérifier la constance du mouvement diurne d'une pianote par le mou- 
vement diurne d'une autre. U s'occupe principalement ici de Jupiter et 
de Mars. 

Les observations de la planète ont commencé le 8 avril 1777 et n'em- 
brassent que (luatre jours de cette année, les 8, 17, 26 et 27 avril. L'illustre 

(») Philosophical Transactions, 1781, pag^e 134, et 1784, page 273. 

(*) Afitrono)nical observatioris on the rotation of the plancts round their axes, 
made with a view to détermine whether the Earth's diurnal motion is perfectly 
equable. 



1777-1779 ANCIENNES OBSERVATIONS. — W. HERSCHEL. 



51 



astronome les a reprises le 9 mai 1779 et les a continuées jusqu'au 19 juin 
de cette même année. 
Voici les principales : 

8 avril, 7*>30'". — J^observe deux taches sur Mars séparées par une bande bril- 
lante {Voyez ci-dessous, fîg. 14). 




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t/^,22. 




Fig. 27. — Dessins do Mars par William Herscbcl, en 1777 et 1779 (Fac-stmtlé). 



Même soir, 9i>30°>. — Les taches sont avancées sur le disque et Ton en voit 
davantage [fig, 15). 

La rotation de Mars sur son axe est maintenant très évidente [p,g. 16). 

(Observations faites avec un télescope newtonien de 20 pieds; grossisse- 
ment = 300). 

17 avril. — Télescope newtonien de 10 pieds, grossissement = 211. 7»» 50». Mars 
paraît comme dans la fig, 17. En a et 6, on voit deux taches brillantes si lumi- 



52 LA PLANÈTE MARS. 

neuses qu'elles semblent se projeter hors du disque. En c et d, on voit deux 
taches très foncées réunies par une ligne noire, croisées dans la direction ef par 
une séparation blanchâtre. 

26 avriL — Même instrument, même oculaire. 9^5". Les taches sont très faibles 
et apparaissent comme dans la fig. 18. 

27 avril.— Même instrument, grossissement = 324. b*»40". Très belle soirée, té- 
lescope en bon ordre; les taches se présentent comme dans la fig, 19. 

William Herschel a repris, avons-nous dit, ces mêmes observations du 
9 mai au 19 juin 1779. Voici les principales : 

9 mai. 11^1"». — Je trouve la situation des taches telle qu'elle est représentée 
fig. 20; il y a une tache très remarquable non loin du centre. 

Même jour, 11^30". — Les taches se sont éloignées du centre. 

Il mai, 10** 18'". — La tache du 9 mai est visible sur le disque, sa région la plus 
foncée se trouvant au sud-est du centre {fig. 21). 

Même jour, 11*»43°». — La région la plus sombre est arrivée au centre {fig, 22). 

13 mai, 11»>26-. — Mars parait tel qu'il était le 11, à 10M8-. 

22 mai, à 10^ lO™. — On voit sur le disque de Mars les mômes configurations 
que les avril 1777, à 7ï>30°> {fig. 14). 

15 juin, à 9'' 45™. — La planète présente la figure qu'elle présentait le 9 mai, à 
Ifhim ^pg 20), mais plus avancée. 

17 juin, de 9*» à 10^, même aspect. 

19 juin, 8*> 40°>, même aspect que le 26 avril 1777, à9'»5", représenté fig. 18. 

Telles sont les observations d'Herschel; en combinant entre elles les 
figures de 1777 avec celles de 1779 ainsi qu'en vérifiant celles de cette der- 
nière période les unes par les autres, il conclut pour la rotation sidérale de 
Mars la valeur suivante : 

24»'39'»21-,67. 

Nous avons reproduit ici un fac-similé des dessins d'Herchel lui-même, tels 
qu'ils ont été publiés dans la PI, VI des Philosophical Transactions^ à laquelle 
renvoient les descriptions précédentes. Notre fac-similé est de la môme 
dimension. 

La fig. 17 représente certainement la mer du Sablier, de c à la zone 
ponctuée e[. Nous pouvons aussi reconnaître cette même mer sur les fig. 20, 
21 et 22j et l'on a en môme temps Timpression évidente que chaque obser- 
vateur voit et dessine à sa façon. En 1777, Mars se trouvait en une opposition 
presque aphélique, nous présentant non plus son pôle austral supérieur, 
comme en 1672 [fig. 20, p. 32), mais son pôle boréal inférieur. L'hémisphère 
ayant la mer du Sablier à son centre offrait la configuration représentée 
ci-dessous [fig, 28), par la projection du globe dont nous avons parlé plus haut. 



177T-1779 ANCIENNES OBSERVATIONS. — W. HERSCHEL. 



53 



L'identiQcalioii n'est pas difficile pour les figures 17, 20, 21 et 22 d'Herschel. 
n n'en est pas de mémo pour les cinq autres, La bande blanclie est digne 
d'attention. 

Évidemment, dans tous les dessins que nous avons eus jusqu'ici sous les 
yeux, les observateurs n'ont vu qu'à peu près et assea vaguement ce qui 
existe à la surface de Mars. 

A propos de la comparaison des figures de 1777 avec celles de 1779, Her?- 




aidérales : 



Supposons, dit-il, que l'orbite de Mars MABC {/ig. 39| soit sur le m6me plan 
que l'orbite de la Terre EDFG et que l'ase do Mars soit perpendiculaire i!i son 
orbite; soient MEmc les positions respectives de Murs et de la Terre le 13 mai 
etlc17juin(l77[l), la ligne tlM qui joint les centres de Mars et de la Terre indique 
la position géoccntrique de Mars le 13 mai, et la ligne em la position géocen- 
trique de la même planète le 17 juin. Mcuods inaintenaut les lignes or et ms, 
parallèles à ER, alors la ligne er indiquera la position géocentrique do Mars le 
I 13 mai; l'angle smc est égal à l'angle mer. Nous savons par les éphémérides 



54 



LA PLANÈTE MARS. 



47 juin, à 9^9", à 7 signes 12o2T22' ; par quoi nous obtenons la différence ou l'angle 
rem = ems = 8"31'59'. 

Maintenant, une tache sur Mars située dans la direction ME aura fait une rota- 
tion sidérale lorsqu'elle reviendra dans cette même direction ou sur une parallèle 
à la direction ms. De là nous concluons que la tache du 17 juin, après être arri- 
vée à la ligne me où finit sa rotation synodique, devra encore parcourir un arc 

Flg. 29. 




Variation apparente de la durée du mouvement de rotation de Mars, selon la position de la Terre. 



de 80 3^59" afin d'arriver dans la direction de la ligne ms où elle finit sa rotation 
sidérale. 

Le temps qu'elle emploiera pour parcourir cet arc au taux sidéral de 24^ 39°» 20* 
pour 360° ou 4», 109 par minute de degré sera de 3o"3»,8, chiffre qui, divisé par 
le nombre de 34 rotations, donne i°>l%8, lequel, ajouté à 24^38"20% 3, nous donne 
24^ 39™ 22», 1 pour la rotation sidérale de Mars résultant du tiers des périodes 
mensuelles. 

Remarquons que le mouvement de Mars est rétrograde dans l'exemple précé- 
dent; c'est pourquoi la mesure de l'angle ems a été ajoutée à la rotation synodique 
pour compléter la rotation sidérale. Mais si ce mouvement avait été direct, ou si 
la planète avait été plus avancée dans l'éclîptique que la position que nous avons 
considérée, si elle avait été par exemple en [jl, alors la ligne [xa parallèle à EM 
indiquerait la direction à laquelle la tache devrait retourner afin d'accomplir une 



1781-1783 ANCIENNES OBSERVATIONS. — W. HERSCHEL., 55 

rotation sidérale et par conséquent la quantité de l'angle a(jie = (Jier ou la diffé- 
rence des positions géocentrîques devrait être soustraite de la rotation syno- 
dique pour obtenir la rotation sidérale. 

DEUXIÈME MÉMOIRE D'HERSCHBL, 

Lu le 11 mars 1784 {'). 

Comme le titre de co second mémoire Tindique, Tauteur a eu principale- 
ment pour objet l'étude des pôles de Mars et de l'inclinaison de son axe. Il 
rappelle d'abord l'observation et le dessin du 17 avril 1777 (voir plus haut, 
page 51, fig. 17), et remarque que pendant les observations de 1779, aucune 
tache polaire n'a frappé son attention. Ses nouvelles observations s'étendent 
du 13 mars au 7 septembre 1781 et du 20 mai au 17 novembre 1783. Nous 
donnerons ici les principales. 

La fig. 1 a pour but unique de montrer les deux taches polaires observées le 
17 avril 1777 (à 7^50"). Quant aux taches sombres, l'auteur ne s'en inquiète pas 
du tout ici, comme on peut s'en convaincre en comparant la fig. 17 du mémoire 
précédent, à la /ig. 1 de celui-ci, qui représente la même observation. 

La fig. 2 signale la tache polaire australe, d'une étendue considérable, obser- 
vée le 13 mars 1781, à 17^40", à l'aide du télescope de 20 pieds. La figure sui- 
vante [fig. 3) reproduit l'observation du 25 juin, à li*>36n», faite à l'aide du 
télescope de 7 pieds, a Deux taches brillantes, écrit Tauteur, se montraient en a 
et b, a étant plus grande que b. » 

Le 28 juin, à 11ï>15", la différence entre les deux taches était plus considérable 
encore, comme on le voit fig. 4. 

Le 30 juin, à 10^48°", la tache supérieure est seule visible (fig. 5), mais, à 11^35», 
on les voit toutes deux. 

Le 3 juillet, à 10^54°», la tache polaire supérieure se montre très considé- 
rable (fig. 6); à 11»>24«, on ne voit pas encore l'inférieure (fig. 7); à 12*» 36», on 
l'aperçoit (fig. 8). Le 4 juillet, l'astronome remarque que les deux taches ne sont 
pas diamétralement opposées l'une à l'autre. 

Le 15 juillet, à 9*» 54», la tache supérieure est visible (fig. 9). 

Le 22 juillet, à 11^14™ (fig, 10), on distingue bien les deux taches polaires; la 
supérieure est plus vaste. « Très probablement, écrit l'auteur, le pôle sud est 
tourné vers nous, tandis que le pôle nord nous est caché. Si ce sont là des taches 
polaires, la tache supérieure australe doit nous paraître, en effet, plus grande 
que l'inférieure, et si celle-ci s'étend un peu plus d'un côté que de l'autre du 

(•) On the remarkable appearances at the polar régions of the planet Mars, the 
inclination of ils axis, the position of its pôles, and its spheroidical figure; with a 
few hints relating to its real diameter and atmosphère, by William Herschel, Esq. 
F. R. S. 



56 LA PLANÈTE MARS. 

pôle nord, elle doit nous offrir des variations apparentes provenant de la rotation 
de la planète autour de son axe. » 

8 août, à 10^4", on ne voit que la tache supérieure {fîg. 11 ). 

23 août, à 8*»44, on voit la tache supérieure bien évidente comme d'habitude, 
et Ton aperçoit un peu de la tache inférieure {fîg. 12). 

Telles sont les observations faites par Tillustre astronome pendant l'oppo- 
sition de 1781 : on voit qu'elles ont eu pour but unique les taches polaires. 
Nous résumerons également aussi complètement que possible celles de 1783. 

20 mai. La planète Mars offre un singulier aspect; on remarque en a {fîg. 13) la 
tache polaire brillante, et son éclat est tel qu'elle semble se projeter au-dessus 
du disque et s'en séparer au point c. 

26 août. La tache brillante de Mars marque son pôle sud, car elle reste fixe à 
la même place, tandis que les taches équatoriales foncées effectuent leur rota- 
tion constante. Cette tache polaire australe est sensiblement circulaire. 

22 septembre. Vue magnifique de la planète lorsqu'elle est vers le méridien. 
Une légère brume empêche le rayonnement désagréable et donne une grande 
netteté aux objets. Mesure de la tache polaire australe : son petit diamètre, dans 
la direction de l'équateur = 1*41'". 

23 septembre, à 9"» 55", tache polaire a visible comme d'habitude {fîg. 14). 

25 septembre, à 12^30" (fig. 15), tache polaire parfaitement ronde, détachée 
du bord du disque. A 12"» 55™, on reconnaît que le cours des taches équato- 
riales est curviligne et convexe vers le Nord, comme on le voit par la ligne 
eq {fîg. 23), ce qui prouve que la tache blanche marque bien le pôle sud, et, à 
Taide d'une longue attention, j'arrive à reconnaître le bord du disque au delà de 
la tache polaire : la distance entre la ^ache et le bord est d'environ le quart du 
diamètre de la tache. 

26 septembre, 12"» 10™, la tache polaire est en ligne avec le centre du disque et 
l'extrémité du crochet « hook » {fîg. 16). 

30 septembre, la planète se présente comme on la voit fig. 17. 

1" octobre. Je suis conduit à penser que la tache blanche a un petit mouvement 

de rotation et que, par conséquent, son centre ne marque pas exactement le pôle 

de Mars. Le pôle réel doit être dans l'intérieur de la tache, mais près de la 

circonférence, vers un tiers de son diamètre. J'espère le savoir dans quelques 

jours. 

t 

Ici William Herschel suspend la description de ses observations pour dé- 
clarer qu'aucune des deux taches polaires ne marque exactement le pôle et 
que ce fait est prouvé par leur rotation. Il ajoute qu'elles n'en sont pas très 
éloignées; puis il continue dans le journal : 

9 octobre, à 10*» 35 ; la planète Mars se présente telle qu'elle est dessinée fîg. 18. 
La tache polaire tourne et arrive ensuite vers nous, comme on le voit fig. 24. 



Fig. 30. 









5. 




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22 






Observations de la planète Mars faites par William Herschel en 1781 et 1783. 



58 LA PLANÈTE MARS. 

10 octobre, à6ï>55 {fig, 19). 
Même jour, à 9^ 55 (fig, 20). 
17 octobre, à 7»» 47 {fig.2{), 

23 octobre, à 7»> 11 (fig. 22) : la tache polaire doit être à rextrémité de sou 
parallèle de déclinaison. 

L'auteur passe ensuite à Texamen du mouvement de rotation des taches 
polaires et de leur excentricité. Il arrive à la conclusion que la latitude de la 
tache polaire boréale, étudiée pendant les observations de 1781, doit être 76* 
ou 77*» Nord : « car, dit-il, je trouve que pour les habitants de Mars, la déclinai- 
son du Soleil le 25 juin 1781 , à 12*» 15" de notre temps, était environ 9*» 56 Sud 
et que la tache polaire doit avoir été assez éloignée du pôle nord pour se trouver 
à quelques degrés dans la partie éclairée du globe et être invisilee à nos 
yeux. » 11 ajoute : 

Le pôle sud de Mars ne pouvait être éloigné du centre de la tache brillante 
australe de Tannée 1781 ; cette tache était d*une étendue assez grande pour couvrir 
toutes les régions polaires jusqu'au 70« ou même jusqu'au GO^ degré de latitude. 

En 1781, la tache polaire australe s'étendait sur un arc de grand cercle 
égal à 45®, 50* ou peut-être 60* du globe de Mars : elle ne pouvait avoir une 
grande distance polaire ; cependant son centre n'était pas juste au pôle. 

11 résulte de cette étude que le pôle nord de Mars doit être dirigé vers 17» 47' 
de la constellation des Poissons, et que l'inclinaison de l'axe sur l'écliptique 
est de 59* 42'. Puis l'observateur ajoute : 

« Ayant ainsi déterminé ce que les habitants de Mai*s doivent appeler 
l'obliquité de leur écliptique, ainsi que la situation des points équinoxial 
et solsticial, nous pouvons nous rendre compte des saisons de Mars et nous 
expliquer ainsi les variations si remarquables des taches polaires. » Écou- 
tons Herschel lui-même : 

L'analogie entre Mars et la Terre est certainement la plus évidente parmi toutes 
les planètes du système solaire. Leur mouvement diurne est presque le même ; 
l'obliquité de l'écliptique, cause des saisons, est analogue; de toutes les planètes 
supérieures, la distance de Mars au Soleil est la plus rapprochée de celle do la 
Terre, et il en résulte que la durée de l'année martienne n'offre pas avec la nôtre 
ces énormes différences que présentent les années de Jupiter, de Saturne et de 
Georgium Sidus (Uranus). Si donc nous savons que notre planète a ses régious 
polaires glacées et couvertes de montagnes de glaces et de neiges, lesquelles 
glaces et neiges fondent en partie lorsqu'elles sont alternativement exposées aux 
rayons solaires, il est permis de penser que les mêmes causes produisent proba* 
blement les mêmes effets sur le globe de Mars, que ses taches polaires, si bril- 
lantes, sont dues à la vive réflexion de la lumière sur ces régions de neiges et 



1781-1783 ANCIENNES OBSERVATIONS. - W. HERSCHEL. 59 

de glaces et que la diminution de ces taches doit être également attribuée à 
l'action des rayons solaires. 

Herschel passe ensuite à Texamen de la figure sphéroïdale de Mars et de 
son aplatissement polaire. Il considère d'abord cet aplatissement comme 
certain au point de vue théorique de la gravitation et remarque qu'il ne peut 
I être que rarement mesuré, puisque nous ne voyons entièrement Thémisphère 
éclairé de Mars qu'au moment des oppositions, c'est-à-dire seulement trois 
ou quatre semaines sur deux années. 

Ses observations sur ce point s'étendent du 25 septembre au 9 octobre 1783. 
Dans les suivantes, le disque de Mars offre déjà une phase sensible. Par ces 
mesures, il trouve que l'aplatissement de la planète est évident et môme aussi 
sensible à première vue que celui de Jupiter, ce qui est vraiment assez sin- 
gulier : jamais nous n'avons eu cette impression. « Le 29 septembre, dit-il, 
la planète ne se trouvait qu'à 37 heures de l'opposition et la veille, 28 sep- 
tembre, jour où elle se trouvait à 2 jours et demi de l'opposition, Paplatisse- 
ment a été reconnu, non seulement par moi, mais encore par trois autres 
observateurs, MM. Wilson, Blagden et Aubert, les mesures micrométriques ont 
donné 29'' ib" ou 1355'' pour le diamètre équatorial et 2F 29"" ou 1289*^ pour 
le diamètre polaire, de sorte que le diamètre équatorial est au diamètre 
polaire dans le rapport de 1355 à 1289 ». 

En réduisant le diamètre polaire à cause de l'incUnaison de l'axe, il conclut 
que les deux diamètres sont entre eux dans le rapport de 1355 à 1272 ou à 
peu près comme 16 à 15. 

D'après ces mesures, l'aplatissement serait donc de yï» 

Voici le résumé de tout le précédent mémoire par Herschel lui-même : 

L'axe de Mars est incliné de 59<* 42' sur l'écliptique. 

Le nœud de l'axe est à 17*47 des Poissons. 

L'obliquité de l'écliptique est sur le globe de Mars de 28*42'. 

Le point équinoxial sur l'écliptique martien répond à 19«28' du Sagittaire. 

La figure de Mars est celle d'un sphéroïde aplati dont le diamètre équatorial 
est au diamètre polaire dans la proportion de 1355 à 1272, ou à peu près comme 
16 à 15. 

Le diamètre équatorial de Mars, réduit à la distance moyenne de la Terre au 
Soleil, est de 9' 8^ 

La planète a une atmosphère considérable mais modérée, de sorte que ses 
habitants jouissent probablement d'une condition à plusieurs égards analogue à 
la nôtre. 

William Herschel s'occupa aussi, comme on le voit, de l'atmosphère de 
Mars. Il pense qu'elle doit être assez considérable, parce qu'il y a souvent 



60 LA PLANÈTE MARS. 

observé des variations dans certaines régions plus brillantes, variations qui 
lui paraissent attribuables à des nuages et à des vapeurs flottant dans l'at- 
mosphère. II admet même qu'une bande sombre dessinée fig, 18 à une très 
haute latitude pourrait aussi représenter des nuages. Il rappelle une obser- 
vation de Cassini, dans laquelle cet astronome vit une étoile du Verseau 
disparaître à la distance de 6 minutes du disque de Mars, mais ne croit pas 
que cette disparition puisse ôtre attribuée à autre chose qu'à Téblouissement 
causé par l'état de la planète. Les 26 et 27 octobre 1783, il observa deux 
étoiles de 12* et 13' grandeur à 3^9" et à 2' h^" du bord de la planète, et leur 
éclat ne parut pas diminuer autrement que par l'efTet du voisinage de la 
lumière de Mars. 

Il conclut donc que l'atmosphère de Mars n'est pas aussi démesurément 
étendue que l'interprétation de Cassini aurait pu le faire supposer (*). 

De cette nouvelle série d'observations et de dessins de William Herschel, 
résulte la même conclusion que nous avons tirée des séries précédentes : 
Vaspect de la planète Mars varie considérablement. On peut attribuer tout ce 
qu'on voudra à la négligence do certains dessins, et notamment de ceux-ci, 
puisqu'ils avaient pour objet non la configuration de la planète, mais les 
taches polaires; cependant, lorsqu'il y a, comme en 1777 et 1779, des confi- 
gurations dessinées avec certains détails, nous sommes bien forcés de penser 
que la planète ressemblait plus ou moins à ces aspects. Or, ces aspects ne 
sont ni ceux de Cassini, ni ceux de Hooke, ni ceux de Huygens, ni ceux de 
Maraldi, ni ceux de Bianchini. 

Chaque observateur voit à sa façon, lorsqu'il s'agit d'aspects légers, vagues, 
peu définis, comme ceux d'un monde lointain entouré d'une atmosphère plus 
ou moins vaporeuse. Voilà pourquoi l'identification des dessins est souvent 
difficile, lors môme que le fond des croquis est sûr. 

Les observations de l'illustre auteur de la découverte d'Uranus viennent de 
faire avancer grandement notre connaissance cosmographique de la planète; 
nous savions déjà avant Herschel (p. 38) : 1** qu'elle a des taches sombres ; 
2® qu'elle tourne sur elle-môme en 24*» 40" environ; 3° que ces taches sombres 
sont variables; 4° que les pôles sont marqués par des taches blanches; 
5** (p. 45) qu'elles n'occupent pas le pôle géographique, mais lui sont excen- 

(*) Cette conclusion a été confirmée depuis. Le 28 novembre 1832, James South 
observa l'occultation, par Mars, d'une étoile de 8* grandeur, spécialement en vue de cet 
objet. Là ne se montra pas le moindre changement dans l'étoile; elle garda au contraire 
toute sa lumière et sa couleur bleu clair jusqu'au moment de sa véritable entrée; à sa 
sortie, nul changement ne se montra non plus; c'est une preuve que l'atmosphère de 
Mars n'est pas sensible au bord de la planète, vue d'ici. La lunette de South, longue 
de 5", 70 et d'une ouverture de 30'*, avait une remarquable puissance de définition. On 
trouvera plus loin ces observations. 



1783-1785 ANCIENNES OBSERVATIONS. — MESSIER, BAILLY. 61 

triques. Nous savons de plus maintenant 6° que ces taches sont analogues aux 
glaces polaires terrestres, fondent en été et se reconstituent en hiver; 7* que le 
centre des neiges polaires boréales se trouvait en octobre 1781 vers 76** ou 77** 
de latitude; 8** que l'atmosphère paraît analogue à celle de la Terre; 9** que 
Tobliquité de Técliptique est sur Mars de 28^42'. Nous ne parlons pas do 
Taplatissement polaire trouvé par Herschel. Cet élément sera discuté plus 
tard. 

Voici donc un grand progrès d'accompli. Années, jours, saisons, climats 
sont maintenant déterminés : les saisons sont analogues à celles de la 
Terre comme intensité, quoique près de deux fois plus longues; de môme 
que sur notre planète, le pôle du froid ne coïncide pas avec le pôle géogra- 
phique. 

Ce sont là assurément des faits intéressants; ils sont découverts depuis plus 
de cent ans. 

Quant à la connaissance géographique de la planète Mars, on voit que les 
travaux dllerschcl ne l'ont pas fait avancer d'un seul pas. Ce n'était du reste 
pas là leur but. 

XXIII. 1783. — Messier. 

Mcssier, à Paris, réobserva Mars les 15 et 16 septembre de cette année et 
remarqua la tache polaire australe en forme de cercle bien défini égale en 
diamètre à celui du premier satellite de Jupiter, lorsqu'on l'observe sur son 
disque. Le grand découvreur de comètes fit une observation analogue les 
3 août, 19 et 23 septembre 1798. Le dessin publié par la Connaissance des 
Temps pour 1807 ne contient absolument que l'indication de cette tache 
polaire, sous forme d'un petit cercle, au pôle austral. 

XXIV. 1785. — Bailly (»). 

L'illustre historien dont la lete devait tomber huit ans plus tard, avec celle 
de Lavoisier, sous l'idiotisme des partis politiques, résume ce que l'on savait 
en France de Mars à son époque. Il ne connaît pas les travaux d'Herschel. 
Les astronomes français en sont restés à ceux de Maraldi, de 1719. 

On voit, dit-il, sur ce globe une tache vers le pôle méridional en forme do 
zone polaire ; elle était susceptible de changer d'éclat et, quand elle était très 
claire, Mars ne paraissait pas rond. On jugea que c'était par la même apparence 
que la partie claire de la Lune paraît excéder les bornes du disque obscur, et 

(») Histoire de l'Astronomie moderne, tome II, p. 603. 



62 LA PLANÈTE MARS. 

appartenir à un plus grand cercle. C'est Tefifet de Tirradiation des parties éclai- 
rées sur les parties obscures. On crut s'apercevoir que le retour de l'éclat de 
cette tache avait quelque rapport avec la révolution diurne de Mars, et qu'il 
arrivait après 36 de ces révolutions. Cette apparence claire est la seule tache 
qui se soit conservée, quoiqu'avec quelque diversité de grandeur et de clarté, 
pendant que les autres ont changé de figure, de situation, et même ont disparu 
entièrement. Ce qui est singulier, c'est qu'on a vu au pôle septentrional de cette 
planète une clarté semblable à celle qu'on observe au pôle méridional, mais 
qui subsiste seule, l'autre a disparu. Ces deux lumières étaient placées aux deux 
pôles, comme si elles avaient quelque analogie avec le fluide magnétique, ou 
avec les aurores boréales. 

Il est bien singulier que Bailly, auteur philosophe dont les idées n'étaient 
pas restreintes à un cercle étroit, ne songe pas à des neiges polaires. Au 
surplus, comme nous venons de le voir, les travaux d'Herschel font que 
l'historien est en retard de soixante ans sur ce que la Science connaît à son 
époque, relativement à Mars. 

Nous arrivons maintenant à l'un des plus éminents et des plus passionnés 
observateurs de notre chère planète, à Schrœter. Elles embrassent dix-huit 
années, de 1785 à 1803. 



XXV. 1785 à 1803. — Schrœter (>). 

Les observations de ce laborieux astronome sur la planète dont nous tra- 
çons ici la monographie sont les plus importantes et les plus considérables 
de toute cette époque. Elles forment un grand ouvrage comprenant 447 pages * 
accompagnées de 230 dessins, publié seulement en 1881, par les soins de 
M. Van de Sande Bakhuyzen, directeur de l'Observatoire de Leyde {'). Les 
observations commencent en 1785 et s'étendent jusqu'à Tannée 1803; elles 
continuent donc sans interruption les recherches de William Herschel, 
terminées en 1783. 

Cet ouvrage, intitulé Areographische Fragmente^ était resté à l'état manus- 
crit entre les mains de la famille de l'astronome de Lilienthal. On en a dû la 
première connaissance aux recherches dévouées de M. le docteur Terby de 
Louvain, qui, en 1873, a pu l'examiner en détail et en apprécier la haute 

(») Observations aréographiques faites à son observatoire de Lilienthal. 

(•) Areographische Beitrage zur genauern Kcnniniss und Beurtheilung des Pla- 
netenMars, in mathematisch Hinsicht, von D' J. H. Schroeter; mit 16 Kupfertafeln. 
Nach dcm manuscripte auf der Leidener Sternwartej herausgegeben von H.-G Van 
DE Sande Bakhuyzen, Director der Sternwarte. 1 vol. in-8» avec 230 dessins. Leyde, 1881. 



1785-1803 ANCIENNES OBSERVATrONS, — SCHROETER- 



63 



valeur. Nous donnerons nous-mêmes ici, comme excellent résumé de IfRiivro 
de Schrœter sur la planète Mars, un e:ilraît du rapport présenté sur ce point 
par l'astronome de Louvain à rAcadéinie des Sciences de Belgique. 



NITURE DES TACHES SOMDRES DE MARS Q'aPHËS SCHRCËTEH. 



L'astronome de LilicDthal rappelle une opinion »-mise par W. Ilerschcl dans 
UQ mémoire sur la planète Vénus, publié en 1793, Voici la traduction du passage 
auquel Schrœter fait allusion : u Je suppose que les bandes brillantes de Jupiter, 
comprises entre les bandes obscures, sont les zones où l'atmosphère de cette 
planète est le plus remplie de nuages. Les bandes obscures correspondent aux 
régions dans lesquelles l'atmosphère, complètement sereine, permet aux rayons 
solaires d'arriver jusqu'aux portions solides de la planète, où, suivant moi, la 
réflexion est moins forte que sur les nuages, » L'explication que Schrœter 
donne des taches sombres de Mars est diamétralement opposc^e : pour lui, les 
taches sont des nuages réfléchissant moins de lumière que le corps solide plaué- 
taire. Aussi s'élève-t-i! énergiquement contre l'opinion d'Herschel, qu'il déclare 
tout & fait inacceptable. Il cite k l'appui de sa théorie l'observation suivante qu'il 
lit dans une ascension sur le mont Grocken. « Un épais brouillard précéda le 
lever du Boleil; lorsque cet astre commença à monter au-dessus de l'taoriKou, 
les vapeurs descendirent peu à peu dans les vallées, sous les pieds de l'observa- 
teur. Au-dessus do celui-ci, le ciel devint d'une sérénité parfaite. Au-dessous, les 
rayons solaires venaient se réfléchir sur les sommets des montagnes qui se 
dégageaient peu à peu k mesure que le brouillard s'affaissait. Or, dit Schrœter, 
l'aspect grisâtre du nuage réfléchissant la lumière solaire était & la splendeur 
des sommets de nxmtagnes ce que sont les taches sombres des planètes k 
l'égard de la surface vivement illuminée. « 

Schrœter traite longuement de tous les points de ressemblance que présentent 
la Terre et la planète qui fait l'objet de son étude : >> Nous trouvons, dit-il, une 
aualogie si grande entre ces deux corps célestes, leurs atmosphères présentent 
une telle similitude, que l'on est porté à en déduire une disposition naturelle 
complètement semblable des deux sphères elles-mêmes. Mais il faut se garder de 
coDclure ici d'une manière trop absolue, car les preuves directes nous fout défaut. 
Je n'ai jamais ofjscrué avec certitude des taches obscures complètement fixes. 
comme le seraient nos mers et nos lacs, réfléchissant moins de lumière. « 
Schrœter expose ensuite les motifs qui expliqueraient pourquoi, suivant lui, on 
n'apergoit pas distinctement la conflguration de la surface planétaire elle-même. 

Cependant les grandes taches se terminant en pointe du côté du Nord attirent 
au plus haut degré l'attention du célèbre astronome; il leur consacre un para- 
graphe spécial : = En étudiant sérieusement ces observations, dit-il, on sera con- 
vaincu que ces masses de nuages obscurs en forme de pyramides se produisent 
sur différentes parties de la surface planétaire. Quelle force naturelle les détermi- 
nait & prendre cette forme, pourquoi leur base s'appuyait-ellc toujours & la bande 



64 LA PLANÈTE MARS. 

principale? Pourquoi leur pointe se dirigeait-elle toujours vers le Nord? Il serait 
impossible de répondre à ces questions. Mais à la surface de la Terre se pro- 
duisent aussi des phénomènes qui sont en liaison avec les pôles et se rattachent 
aune force naturelle appelée magnétique. Peut-être jetterait-on bientôt du jour 
sur ces phénomènes, si Ton pouvait observer notre Terre d'une distance 
convenable. 

ROTATION DE MARS ET MOUVEMENTS DES NUAGES DE SON ATMOSPHÈRE, 

D*APRÈS SCHROETER. 

Les comparaisons faites en 1787 et en 1792 ont donné des valeurs principales 
assez différentes, d'où l'auteur conclut comme moyenne une durée de 

24^ 29^ 50» 

qui, dit-il, se place entre la période d'Herschel (24*» 39°* 21»), celle de Cassini 
(24*»40») et celle de Maraldi (24*» 39"). Désespérant de pouvoir obtenir un résul- 
tat parfaitement précis, à cause des changements observés dans les taches, il se 
rallie à la période cassinienne et l'emploie dans tous ses calculs. 

Attribuant les taches sombres à des nuages flottant dans l'atmosphère de Mars, 
l'auteur explique les irrégularités apparentes qu'il trouve dans la durée de rota- 
tion par des mouvements réels. Une tache le conduit-elle à une durée de rotation 
beaucoup trop courte, il conclut qu'elle était douée d'un mouvement propre 
direct, c'est-à-dire dans le sens de la rotation, et réciproquement. Schrœter est 
amené ainsi à parler des vents de l'atmosphère de Mars, de leur vitesse et de 
leur direction. Il calcule soigneusement le déplacement de la tache qui lui semble 
en désaccord avec la rotation connue, et dresse un Tableau anémométrique dans 
lequel se trouvent consignées la vitesse et la direction de quarante-cinq mouve- 
ments atmosphériques qu'il a constatés pendant ses longues et laborieuses 
recherches. 

Si Schrœter s'est cru fondé, dans certaines circonstances, à étudier sur une 
aussi grande échelle les phénomènes atmosphériques de Mars, il faut l'attribuer 
à trois causes : Tabsence de points de repère suffisamment précis dans les taches 
observées, la confusion de taches qui se ressemblent plus ou moins et l'exclu- 
sion de toute défiance à l'égard des changements apparents de cette surface pla- 
nétaire. 

Si les taches sont sujettes à de tels mouvements, comment Cassini est-il par- 
venu, au point de vue où se place Schrœter, à déterminer si exactement la durée 
de la rotation? C'est la question que s'adresse l'auteur vers la fin de son ouvrage, 
a 11 est naturel, dit-il, que les taches soustraites à l'action de vents notables seules 
conviennent à cette détermination; de même les bandes se dirigeant vers le Sud 
ou vers le Nord et qui ne se meuvent pas vers l'Est ou vers l'Ouest; il en est de 
même des taches isolées, caractéristiques d'une région de la planète, et c'est dans 
de telles conditions que Cassini et Maraldi ont trouvé une valeur si approchée 
de la rotation. » 



1785-1803 ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCHRQETER. 65 

Ainsi, Schrœter a été amené par ses observations à croire que les taches 
foncées de Mars sont des fiuages. C'est assurément fort étrange. Et ne l'oublions 
pas, cet astronome est un excellent observateur. 

OBSERVATIONS DE SGHRCETEU SUR LES TACHES POLAIRES. 

Dans la nuit du 18 au 19 juillet 1798, rastronome Olbers, qui se trouvait à 
l'Observatoire de Lilienthal et observait Mars avec le réflecteur de 13 pieds, aperçut 
la tache polaire méridionale. C'est la première fois que l'on voit figurer ce 
phénomène dans les dessins de Schrœter. Les deux astronomes constatèrent 
ensemble que le bord de la planète était plus brillant que le centre; ce dernier 
était rougedtrc et tacheté; mais la région polaire méridionale était très claire, 
très blanche et très tranchée. Schrœter ne cessa point d'observer cette tache 
brillante, jusqu'à la fin de l'année. 

D'après l'auteur, le solstice méridional de Mars a eu lieu le 27 septembre. 
Quoi qu'il en soit, les observations se rapportent en grande partie à Tété de l'hé- 
misphère méridional. L'extrémité sud de l'axe s'inclinait vers la Terre, et la 
région brillante australe a été figurée dans tous les dessins à partir du 18 juillet, 
tandis que la tache septentrionale resta longtemps invisible. 

A l'époque de sa découverte par Olbers, la tache méridionale se faisait remar- 
quer par sa grandeur; les jours suivants, elle présenta des variations d'éclat et 
d'étendue; mais, à partir du 2 septembre, elle parut entrer franchement dans une 
phase décroissante et devint ensuite extrêmement petite. A partir du 8 octobre, 
elle se réduisit à un petit disque lumineux nettement séparé du bord de la planète. 
Dès ce moment, sa fixité, en dépit du mouvement de rotation, permit de déter- 
miner la position du pôle. Le 25 octobre, elle sembla se rapprocher du bord; 
le 26, Schrœter la trouva aussi petite que l'un des moindres satellites de Jupiter. 
Les jours suivants, il la vit se rapprocher de plus en plus du bord, et enfin se 
confondre à peu près avec lui le 15 novembre. 

Le 20 novembre, l'habile astronome retrouve encore la petite tache dans la 
même position; mais une grande lueur qui s'étend à l'occident du petit disque se 
confond en partie avec lui. Cette nouvelle lueur se déplace par la rotation, comme 
il fallait s'y attendre, car l'auteur a établi que le pôle est contenu dans la petite 
tache. 

Après ce jour, on ne voit plus figurer que très exceptionnellement dans les dessins 
la petite zone polaire; mais l'auteur observe constamment une tache brillante 
considérable et présentant des dififérences d'aspect et d'étendue. Enfin, le 20 dé- 
cembre, la tache polaire boréale paraît à son tour et, pour la première fois, depuis 
cette date jusqu'au l^»" janvier 1799, c'est-à-dire jusqu'à la fin de cette série d'ob- 
servations, l'auteur voit à la fois les neiges des deux pôles. 

Ces phénomènes confirment absolument les observations d'Herschel que 
nous venons de résumer; on voit la tache polaire australe réduite à ses 

Flammarion. — Mars. 5 



66 LA PLANÈTE MARS. 

moindres dimensions pendant l'été de son hémisphère. Nettement séparée 
du bord, elle apparaît comme un point lumineux. Elle reprend ensuite du 
développement tandis que le Soleil s'abaisse vers Téquateur de Mars. Les 
climats et saisons de ce monde voisin sont donc bien indiqués dès cette 
époque. 

RÉSUMÉ DES OBSERVATIONS. 

Ainsi Schrœter a observé presque toutes les particularités que Ton remarque 
aujourd'hui en étudiant les taches polaires : la variabilité de Téclat et de l'exten- 
sion, l'inégalité de cette extension dans diverses directions, et, sous ce rapport, il 
' dit expressément que ces taches n'ont pas un contour circulaire régulier, tache 
polaire éclatante entourée de lueurs moins vives, zone brillante bordée d'un trait 
obscur, saillie apparente de la tache par irradiation. 

De plus, l'auteur attache une certaine importance à une différence d'aspect 
qu'il signale entre les deux taches polaires : la méridionale lui parait blanche et 
jaunâtre, la septentrionale un peu bleuâtre. 

Rappelant les observations de Cassini, de Maraldi et de W. Herschel, Schrœter 
remarque d'abord que la constance de ces apparitions aux pôles doit être en 
relation avec un climat particulier de cette région de la planète ; les modifications 
de ces taches dénotent, selon lui, l'influence des phénomènes atmosphériques. 
Cependant l'auteur ne peut admettre que les apparitions et les disparitions de 
ces taches soient en rapport régulier avec les saisons. En comparant les obser- 
vations de Maraldi, de W. Herschel et les siennes propres, il constate, en effet, 
qu'à une saison donnée de Mars ne correspondent pas toujours des observations 
identiques des taches polaires, ou, en d'autres termes, que la présence d'une 
tache neigeuse déterminée ne caractérise pas toujours la même saison : il trouve, 
par exemple, que la tache méridionale a été observée tantôt pendant l'été méri- 
dional, tantôt pendant l'été septentrional. Mais une telle régularité n'est pas 
nécessaire pour que l'on puisse attribuer les grands phénomènes des taches 
polaires à l'action du Soleil. A l'époque des solstices martiens, en efifet, deux 
circonstances favorisent l'observation de la tache brillante d'un pôle donné : ou 
bien l'inclinaison de ce pôle du côté de la Terre coïncidant généralement avec 
une faible extension de la tache neigeuse, ou bien le plus grand développement 
de la zone brillante coïncidant avec la situation du pôle dans la région invisible. 
La première condition est réalisée pendant l'été d'un hémisphère, la seconde 
pendant son hiver. La tache polaire méridionale, prise comme exemple, peut être 
observée pendant l'été méridional à la faveur de la première condition et pendant 
l'été de l'hémisphère opposé à la faveur de la seconde. 

« Les zones polaires, dit-il, doivent sans doute leur éclat à un précipité atmo- 
sphérique éblouissant. Que l'on s'imagine un ciel couvert, qui donne lieu, sur ces 
surfaces polaires, à un précipité blanc, éblouissant, semblable à notre neige; que 
l'ou s'imagine aussi les liquides de la surface transformés par le froid en une 



1785-1803 ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCIIROKTER. G7 

surface solide miroitante, et cette explication établira une analogie de plus entre 
Mars et notre Terre. » 

FORME SPHÉROÏDALE DE MARS, DÉFORMATIONS APPARENTES ET ACCIDENTELLES. 

En janvier 1788, Schrœtcr portait déjà son attention sur la forme du disque de 
Mars. Son journal mentionne expressément qu'il n'a pas constaté de différence 
entre le diamètre polaire et le diamètre équatorial. Mais, le 19 mars 179*2, il 
remarque un aplatissement et le trouve plus petit que celui de Jupiter. Le 
20 mars 1792, il mesure le diamètre de la planète et trouve un aplatissement 
de |îj. Cependant la position du petit diamètre ne s'accorderait pas avec le dépla- 
cement des taches, et Schrœtcr attache peu d'importance à ce résultat. 

Les observations les plus importantes ont eu lieu pendant Tannée 1798, époque 
où la planète Mars se trouvait à une grande proximité relative de la Terre. C'est 
alors que le savant observateur, après des recherches multipliées et exécutées 
dans les conditions les plus favorables, trouve Timage de Mars plus conforme à un 
disque parfaitement circulaire qu'à un disque dont les diamètres étaient dans le 
rapport de 80 à 81; que, par conséquent, si cette planète est aplatie aux pôles, 
l'aplatissement est inférieur à ^\. 

\V. Herschel a déduit de ses observations un aplatissement de -j^, et Schrœter 
entre dans une longue dissertation à ce sujet. Il rend hommage à l'habileté de 
l'astronome de Slough, il considère le résultat de celui-ci comme exact pour 
Tépoque où les observations ont été faites et se demande ensuite à quoi il faut 
attribuer ces divergences ; il pense qu'on doit en chercher la cause dans Tatmo- 
sphère de Mars et établit un rapprochement entre Taplatissement constaté à 
certaines époques et des déformations locales d'un disque dont nous devons dire 
quelques mots. 

L'auteur a relaté dans ses autres ouvrages des observations relatives à des 
déformations singulières du contour de Jupiter et de Vénus. Le 21 septembre 1798, 
il observa pour la première fois dans Mars un fait analogue. Le contour de la 
planète semblait aplati depuis la tache polaire méridionale jusqu'à une distance 
d'environ 70° à l'Ouest. Une apparence de ce genre se présenta encore le 
12 novembre 1800, à7*» 29°» du soir. De légères vapeurs couvraient le ciel et obscur- 
cissaient un peu la planète, mais l'image n'en était que plus nette. Dans la région 
comprise entre le Sud et TOuest, elle se terminait par une ligne droite, au lieu 
d'être limitée par la continuation de sa circonférence. Ce fait a été l'objet de la 
plus grande attention ; l'auteur a donné successivement à l'astre des positions 
très différentes dans le champ de son télescope de 13 pieds, armé d'un grossis- 
sement de 136 fois, et l'illusion n'avait pas encore disparu à 7*» 35™. Quelques 
minutes plus tard, le phénomène devint moins évident, mais les vapeurs qui 
couvraient le ciel s'épaissirent bientôt au point d'interrompre toutes les recherches. 

SchroHer exj)0se ensuite quelques rétiexions sur ce genn* de ])hénoinènes : il 
croit devoir l'attribuer à des déviations subies par les rayons lumineux dans 
certaines régions de l'atmosphère planétaire. 



68 LA PLANÈTE MARS. 

Schrœter mentionne souvent l'avantage que peut tirer l'observateur de la pré- 
sence de légères vapeurs qui, en affaiblissant un peu Timage, lui donnent un 
grand calme et une grande netteté. C'est dans ces circonstances qu'il procède de 
préférence à ses observations et à ses mesures les plus délicates. Il en est de 
même des observations faites dans le voisinage de la Lune et, en général, par 
un ciel éclairé. Tous les observateurs ont pu apprécier les effets salutaires 
de pareilles conditions. 

DIRECTION DE L'aXE; OBLIQUITÉ DE L'ÉCLIPTIQUE ; 
SITUATION DES POINTS ÉQUINOXIAUX ET SOLSTICIAUX; DIAMÈTRE APPARENT DE MARS. 

L'astronome de Lilienthal ne laissa point échapper l'occasion de prendre toutes 
les mesures nécessaires à la détermination des éléments que nous venons d'énu- 
mérer, et il profita spécialement de la tache polaire méridionale, parfaitement 
fixe, très petite, observée du 8 octobre au 16 novembre 1798 pour rechercher la 
position exacte du pôle et en conclure la direction de l'axe. 

Les résultats déduits de ces nombreuses mesures, prises avec l'aide de 
Harding, ont été soumis au calcul par Olbers. Les voici : 

Latitude céleste où aboutit le pôle sud de Mars 60*33' 12" 

Longitude » » » » 172.54.44 

Obliquité de Técliptique de Mars 27.56.51 

Longitude du point équinoxial du printemps pour l'hémi- 
sphère boréal (') 264.53.35 

Dans la matinée du l®»" septembre 1798, en des conditions très favorables, et 
au moment du plus grand rapprochement de Mars, Schrœter a mesuré le dia- 
mètre apparent de la planète et, par des observations répétées, a trouvé pour 

ce diamètre 

26',17. 

Il croit ce résultat digne de toute confiance et il déduit de toutes ses mesure» 
prises vers cette époque une moyenne de 

26',04, 

qui ne diffère que de 0',13 du résultat obtenu le l"»" septembre dans les circon- 
stances les plus favorables possible. 

Schrœter évalue ensuite le diamètre apparent de Mars, vu de la distance 
moyenne qui sépare la Terre du Soleil, à 

9',84. 

(•) W. Herschel avait trouvé pour les mêmes éléments : 

Latitude céleste du pôle sud 59* 42' 

Longitude » 167.47 

Obliquité de l'écliptique de Mars 28.42 

Longitude du point équinoxial du printemps pour^ l'hémi- 
sphère boréal 259.28 



s 



70 LA PLANÈTE MARS. 

W. Ilerschel avait trouvé pour le même élément 

9',8. 

Toutes ces observations de Schrœter sont extraites, comme nous l'avons 
dit, du mémoire académique du D' Torby sur ce sujet (* ). 

Voici maintenant une série de 65 dessins choisis parmi les plus curieuses 
des 230 figures de Schrœter. Sans doute, malgré tout notre désir d'être aussi 
complet que possible, ce serait dépasser le cadre de cet ouvrage que de repro- 
duire ici ces 230 dessins. Cependant, ce sont là des documents si importants 
pour rhistoire de la planète qu'il est de notre devoir d'en présenter à nos 
lecteurs le plus grand nombre possible. Nous les reproduisons directement 
d'après le livre môme de Schrœter, publié en. 1881 , comme on Ta vu plus haut. 

Comme nous les reproduisons en fac-similé par la photogravure afin de 
leur conserver toute leur authenticité, nous leur laissons en même temps les 
numéros des figures qui leur appartiennent dans Poriginal. Voici les dates de 
ces dessins et une description sommaire de chacun d'eux ('). 

Mais ici déjà, nous commençons, malgré Schrœter lui-même — ce qui est 
assurément assez bizarre, — à entrer dans la géographie de Mars. Les trois 
cartes reproduites plus haut (fig. 17, 20 et 28), qui ne représentent qu*un 
même côté de la planète, vu sous trois inclinaisons diff'érentes, ne suffiraient 
plus pour nous reconnaître. Il est indispensable que nous ayons dès à 
présent sous les yeux une carte de la planète entière. Nous plaçons donc ici 
comme type de comparaison perpétuelle la Carte générale de Mars que nous 
avons construite sur l'ensemble des observations modernes. Comme nous 
l'avons fait remarquer plus haut (p. 29) à propos des projections précédentes, 
les dénominations de cette carte sont celles qui sont adoptées en général, 
depuis la publication de la carte de M. Green par la Société royale astrono- 
mique de Londres. 

Fig. i, 12 novembre 1785, à 7'>4i". 

Fig. 2, 18 » » à 6^49™. 

Fig. 3,21 » » à 7*»0™. Ces trois vues de Mars ont été prises à Tépoque 

de l'opposition qui a eu lieu le 26 novembre. On croit reconnaître, sur 
ces dessins, la mer du Sablier. C'est bien elle, en effet, sur les fig. i 
et 2, mais sur la fig. 3, c*est la mer Flammarion et la mer Hooke, et 
la pointe qui descend est la baie de Gruithuisen, très élargie, rare- 
ment aussi large. 

(•) Tf.rby, Areo'jraphische fraginente. Manuscrit et dessins orifjinaux et inédits 
de t'astronomc J. //. Schrœter, de Lilienthal. — Bruxelles, 1873. 

(*) Le Mémoire de M. Van de Sande Bakhuyzen, Untersuchungen ùber die Rota- 
tionszeit des Ptaneten Mars, nous a été fort utile pour Tidentification des taches. 



1785-1803 



ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCHROETER. 



71 



Fig, 4, 10 décembre 1787, à 7»»0"". Seule observation de 1787, faite 28 jours avant 
l'opposition. Figure assez singulière. 



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Fip. 3-2. — Dessins de Schrœter, novembre 1785 



Fig, 5, 15 janvier 1788, à 5*»30". Huit jours après Topposition, qui avait eu lieu 
le 7 janvier. 

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Fig. 33. — Dessins de Schrœter, décembre 1787- janvier 1788. 

Fig, 6, 28 janvier 1788, à ô^SS». 

Fig, 9, 19 mars 1792, à li»»3". Deux taches a et b se voyaient sur le méridien cen- 




Fig. 34. — Dessins do Schrceler, mars-avril 1792. 

tral, s'y dirigeant depuis le commencement de Tobservation, fi 7^ îS"*. Elles sont 
difficiles à identifier : la longitude du méridien central est 51». 



72 LA PLANÈTE MARS. 

Fig. 10, '20 mars, A C-BO". Les deux taches a et b ne sont pas les mêmes que las 
précédentes : la longitude du méridien central est 3iS-. b est peut-êlro 
la baie du Méridien. Ces taches se mouvaient vers le centre par la 
rotation de la planète. L'opposition a eu lieu le 16 mars. L'auteur 
observe la planËte au point de vue de l'aplatissement et ne la trouve 
pas aplatie comme llorschel l'indique. 

Fig. 18, 2 avril.àTt-a?. 

Fiij. Itl, môme jour, à I0''2". Ces nouvelles observations le confirment dans son 




Fig. 3b. — Dessina do Sohrcclor, «vril 1732 — raare 1704. 
opinion que les taches de Mars sont variables et d'une nature atmo- 
sphérique comme celles do Jupiter. Kn effet, ces taches ne sont pas 
faciles ù identifier avec la géographie de Mars. 
14 mars 1704, à 8''41°'. 30 jours avant l'opposition. 
^ àfi"'2.>. 




Fin- î 



Fig. 29, 
Fig. 30, 



Fi|;. 30. — DcsalD9doSchrœtGr,]uinl79î, août nU6, juillet 1703. 
1"juin 179-1, à lOi". 
17 aofit 17(iri. Pendant la soirée, detix mois après l'opposition, qui avait 

eu lieu le 15 juin. Phase très marquée. 
I70S. Opposition pcrihélique exceltcnte. 15 juillet, ?» 1 {'• dti soir. 
m juillet, à minuit. Observation faite, comme la précédente, en com- 

paffuie d'Olbcrs, taciio polaire australe très marquée. 
10 juillet, à 11^ ■10'», Avec Olbers également, tache polaire très marquée 

en n, petite tacho sombre en 6. Méridien central (i.')". 



1785-1803 



ANCIENNES OBSERVATIONS — SCHRGETER. 



73 



Fig, 33, 23 juillet, à 11*» 22". On remarque la tache polaire australe très brillante 
en a, une tache sombre en c, et en d une petite tache rappelant celle 
de la figure précédente. Méridien central 23o. Nous ne pouvons iden- 

30 

^: 













\ 



I 



/ 




Fig. 37. — Dessins do Schrœter, juillet 1798. 

tifier aucune de ces taches, aucun de ces dessins, avec ce que nous 
savons actuellement de la géographie de Mars. 
Fîgf. 34, 24 juillet, ai l»>20°^ 

ô4. '"i '3r 





Fig. 36, 
Fig. 37, 



Fig. 38. — Dessins de Schrœter. juillet 1798. 

28 juillet, à 10»» 27"'. Longitude du centre : 326o. 
31 juillet. Dans la matinée, occultation de Mars par la Lune. L'auteur a 
observé la planète en compagnie de Harding, Long, du centre : 332» 

47 48 



t «1 





Fig. 39. — Dessins de Schrœter, août 1798. 

Fig, 38, 2 août, à 10'»4l". Tache polaire australe très brillante. Beaucoup de 
détails. La tache triangulaire est la mer du Sablier. 



74 



LA PLANÈTE MARS. 



Fig. 47, 26 août, à iOi^S". Grande tache avec les ramifications a, c, d, b, c. 
Fig, 48, 27 août, à lO'^lC". Détails non moins marqués. Longitude du centre : 91». 




5/ 




Fig. 40. — Dessins de Schrœter, 30 août, 2 septembre 1798. 

Fig. 49, 30 août, à iO^'Si". La tache foncée s*étend en e et /", vers les deux extré- 
mités de la tache polaire. Longitude du centre : 27o. Comparez avec 
notre carte, vous ne trouverez rien de sûr. 

Fig. 5!,. 2 septembre, à 10*» 47". Lendemain de Topposition, qui a eu lieu en 1798, 
le i®*" septembre. Longitude du centre : G»; même réflexion. 

se Si 





Fig. 41. — Dessins de Schrœter, 3 et 4 septembre 17VI8. 

Fig. 52, 3 septembre, à i0^5™. Dans ces deux dessins du 2 et du 3 septembre, 
la tache a marque la baie du Méridien, et la tache h le détroit Arago. 
Fig. 53, 4 septembre, à 10*»46". La tache a est encore la baie du Méridien. 

S4 ss 56 




Fig. 42. — Dessins de Schratcr, y sej. tembrc 1798, la mer du Sablier. 



Fig. 54, 9 septembre, à 7»» 55™. 



1785-1803 



ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCHROETER. 



75 



Fig, 55, même jour, 2 heures plus tard : 9^55»". 

Fig, 56, même jour, à 11*»8". Ces trois dernières observations sont précieuses 
par leur continuité et permettent d'identifier sûrement la tache trian- 
gulaire avec la mer du Sablier. Elle était plus foncée à la pointe, ce 
qui est rare. 

Fig, 57, 10 septembre, à 10*» 15", à peu près même face que la veille, à Q'^SS"»; 
mais on remarque en plus une tache supérieure (&c). 



S7 




Fig. 43. — Dessin de Schrœler, 10 septembre 1718. 

Fig. Gô, 19 septembre, à 7»»3I'". 
Figf. 66, 20 »> à 7»» 27'». 

Fig. 67, même jour, à 9*»48'". Ces trois figures montrent également à peu près 
une même face de la planète (mer Maraldi), 19 septembre, à 7ï»31«", 



65 



66 



61 






Fig. 44. — Dessins de Schra?ter,19et?0 septembre 1798. 



correspondant au 20 septembre, à 8*» H" environ, et la différence entre 
la deuxième et la troisième observation étant seulement de 2*»21". 
C'est la même tache qui est avancée au milieu du disque à la troi- 
sième observation : la différence de forme est sensible. La pointe qui 
descend et qui se trouve vers 103« de longitude est le détroit que 
l'on voit vers la mer Oudemans. 

Fig. 83, 8 octobre, à 6»»40". 

Fig. 84, 9 . à 7»>35». 



76 LA PLANÈTE MABS. 

Fig. iJS, 10 octobre, à l^bb"'. Voilà encore trois figures roprésenlant à peu près 
la même face de la planète (mériUien central = 341°). lies deux pre- 




10 octobre 170B. 



mières se ressemhlent; la troisième cliffôre. Impossibles & identifier 
avec la carte. On comprend les conclusions do l'auteur. 
Fig. 101, 15 novembre, à fii-SO'" 




i novembre, à C- ta-». Même face <îgalcniont, la seconde figure étant 
en avance de l'IIS" environ sur la première, Difi'érence sensible. 
La planète est très éloignée de la Terre et la phase très marquée. 




Fig. 10*, 20 novembre, à GhlG". 

Fig. 105, même jour, à S"»?"" Très grand changement c 



moins de deux heures. 



i 785-1 803 



Fifj, iiy, 



ANCIENNES OBSERVATIONS. - SCIIRCJETER. 



77 



dans tout laspect. (M. Schiaparelli reconnaît dans rextrémîté infé- 
rieure de la tache, dans ce coude dirigé vers la gauche, Textrémité 
de la Mer du Sablier, à laquelle il a donné le nom de Nilosyrtis; mais 
cette sorte de canal se dirige vers la droite, tandis que dans cette 
fîfj. 105, il se dirige vers la gauche.) La tache blanche e est la Terre 
de Lockyer ou une île parfois couverte de neige. 
10 décembre, à 4*» 43™. Deux bandes équatoriales ' parallèles a et 6» 



Fig. 155, 
Fig. 156, 




Fig. 48. — Des8iQde Schrœtcr, 10 décembre 1798. 

comme dans Jupiter. Sans la phase, on prendrait plutôt cette figure 
pour celle de Jupiter que pour celle de Mars, assurément. Nous 
comptons dans les Areographische Bcitrage IG figures analogues, 
de doux bandes parallèles, appartenant à cette époque. 

8 octobre 1800, à 10»>20'". 

9 » à 10»» 40'". 



/Sô 



156 



/67 




Fig. 40. — Dessins do Schrœter, octobre 1800. 



Fig. 11)7, 1 1 octobre, à 10'»32". Figures intéressantes pour les taches a, 6, c, qui 

confirment Schrœter dans sa conviction de changements perpétuels 
à la surface de la planète. 

Fig. 160, 20 octobre, à 10»» 22»". 

FiV/. IGl, 24 o à8M7'». 



78 LA PLANÈTE MARS. 

Fig. 163, 25 octobre, à 9*3> ObservatioD faite en compagnie dOJbera à aon 
observatoire de Urcmc Le point noir est la baie du Méridien, vue 




Fig. W. — Dessins de Scliicclt 



lu Sablier et baie du Mâridien. oclobre 1800. 



SOUS forme d'un disque très noir par Bcer et Mâdler eu 1830. La 
tache b est la mer du Sablier. 
Fig. 172, I" novembre, à BiMO". 



Klg. ai. — Dessin de Schrœler, I 



'elEOO. 



Fig. 174, 2 novembre, à T^iî". 

Fig. 175, même jour, il U'-SO". Comme M. TerLy l'a d(fjà remarqué, ces trois 
dessins sont particulièrement intéressants. Le second montre une 
tache triangulaire qui vient de traverser le méridien central, et le 
troisième, fait ^'■38'° plus tard, montre une tache de même forme 
et beaucoup plus étendue, qui occupe à peu près la même situation 
(un peu plus avancée), et qui, par conséquent, se trouve à environ 
un sixième de la circonféronce plus à droite, ou environ CO" de lon- 
gitude. La fig. ilî, faite le 1" novembre, conlirme cette interpréta- 
tion en ce qu'elle montre les deux taches indiquées eu b et c. Les 
régions marquées /, g, d, sur les pg- 1''^ et 175, sont des régions 
très claires. Schrojtcr voit là des témoignages de variations nou- 
velles. La grande tache triangulaire de la t'iy- ^'^•> ^^^ '^ <ner du 
Sablier. Celle de la /ig. 174 est une pointe vers 228°, c'est-à-dire 



1785-1803 ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCHRŒTER. 79 

i l'extrémitii droite de la mer Maraldi ; la fig. ITl montre ces deux 
taches. Les dcssias qui voat suivre coaflruioQt cette interprétation. 




Fig. 5J. — DesBins * 



mer ilu Sablier {pg. iTs) et autre ni« 
loDgilude, 1" et '! novembre tSOO. 



paiDiue ipg. Ht) 



Fig. 176, 4 novembre, à Si-ÎO". 

Fig. 177, mémo jour, à 10'>4l™. ]jC iiremJer de ces deux dessins montre la même 
face de la planète que la fig. 174, et le second la même que la 
fig. 172, avec les deux taches si sin^lîèrcment ressemblantes. 




13. — Dessins de S< 



i novembre 1800. 



KxccUeiiles conditions d'observation. L'opposition de la planète en 

180U a eu lieu le 9 novembre. 
Fig. 195, 8 décembre, à j"» lli-". 
Fig. 196, même jour, ù (j'-ij". 



LA PLANÈTE MARS. 

, même jour, à gi'W". Ces trois dessins conduisent à la même coaclusion. 

La p3- 19' représente la mer du Sablier. 




Fig. 191, 
Fig. 193, 



h m y* — DosBlns <Jc Sclirwter. 8 décembre 1800, 
3 décembre, h C-SÏ"-. 

même jour, à7''16"'. Nous plaçons ces deux dessins après les trois pré- 
cMonts b. cause de la coucordance des (ig. 195, 19G et 197 avec les 
^3- 173 À 177. Ceux-ci offrent un intérêt d'un autre genre. Trente 
dessins faits du 24 octobre 1800 au 8 janvier 1801 sont à peu près 





Fig. iS. — Dessins de Suhrcrlcr, 3 décembre 1800. 



identiques à la fia- 1^1 . et sept à la ft'J- 15*3, c'est-à-dire possèdent 
la traînée grise qui monte jusqu'à la droite du pôle. On comprend 
que l'observateur soit de plus en plus convaincu de changements. 




Fig, 5C. — I)et>ein de Sclirœter. Déformation apparente du disque de Mars, M novembre 1800. 
Fig. 182, lî novembre, à 7'' 20°', et 325, 18 décembre 1802, 18''. Curieux exemple 
de déformation du disque dont il a été parlé plus haut { p. 67). 



1785-1803. ANCIENNES OBSERVATIONS. — SCllRCETEll. M 

Fig. 217, Il octobre 1802, à ll''â"'.Longitude du ceatrc : 373''. 

Fig.1\f^, 11 à lOi-lS". Il y a, pourle 10 octobre, une figure absolumeol 
pareille i celle du 1 1 , u'està-dire montrant la traînée grise à droite 
de la tache a. Le ii, on ne voit plus cette traîndc grise. Le 16, la 
tache ronde :i est seule visible. Il n'y a rien de pareil à ces aspects 
dans les observations modorncs, car ce n'est pas la baie du Méri- 
dien. Longitude du centre : 2iî°. 





Fig. 221, 
Fig. 225, 



Dessins lie Sclircnler, octobre I80J. 



18 décembre, à BiiO*. Longitude du centre : 333'. La planète parait 

coupde en bas. 
2'i décembre, h 5''ij8"'. Longitude du centre : ÎGD». 
2i u i B*' IC'". Nouveaux aspects encore. Dessins fait au moment 

de l'opposition, qui a eu lieu le '2J. Longitude du centre : 284°. 



îfv 



/. 




Fig. M. - 



UessiDB de Schrœler, décembre 1802. 



Tontes ces observations couiiriuent Schrœter dans sa conviction de variations 
perpéluuttcs h la surface de Mars; cet éminent observateur a toujours pensd que 
les taclics de celle étrange planète ne pouvaient être que de nature atmosphérique. 



ïcUes sont les observations de Schi-œler ('). Ce sont les plus imporlanles 

;■ ■ Les observ.itiona do Scbrœter ont été faites à l'aide de télescopes de i, 7, 13 et 
7 iiicdsile longueur, armés de grossissements de 71, 93, 13 1, IGO, 180,270, 288 et même SJlâ. 
l-'i..\jiii.in]i>N, - .l/ai-s. 



8-2 LA PLANÈTE MA US. 

de toutes celles que nous avons eu à examiner depuis les premières pages do 
cet ouvrage. 

Tout ce qui a été déterminé par les travaux des observateurs antérieurs 
est confirmé : rotation diurne, inclinaison de Taxe, saisons, glaces polaires, 
atmosphère. Nous entrons graduellement dans la connaissance de ce monde. 
L'aplatissement polaire reste douteux. 

La détermination de la topographie martienne n'a pas encore fait de grands 
progrès. Nous venons de voir que Schrœter est môme convaincu, par sa 
longue série d'observations, que les taches sombres de la planète ne sont 
pas des mers, mais sont formées par des nuages. C'était également la con- 
clusion à laquelle Maraldi avait été conduit. 

Malgré toute Thabileté de ces observateurs et malgré Texcellence de leur 
jugement, celte conclusion ne peut pourtant pas être adoptée. En effet, plu- 
sieurs des taches observées et dessinées par l'astronome de Lilienthal sont fixes, 
permanentes. Notre fameuse mer du Sablier, la plus caractéristique de toutes, 
se montre, comme nous venons de le voir, sur un grand nombre, entre autres 
sur les fuj. 1, 2, 51, 55, 56, ICI, 162, 175, 197. La baie du Méridien se voit sur 
les fig, 52, 53 et 161. Ce sont même là les premières observations certaines 
de ce point si important choisi en 1830 par Béer et Mildler pour origine des 
méridiens de Mars. La mer Maraldi est reconnaissable sur la fig, 67 et ailleurs 
sous forme de bande analogue à celles de Jupiter. D'autre part, les observa- 
tions modernes prouventla permanence des taches principales. Ainsi Schrœter 
se trompe sûrement dans sa conclusion^ et il en a été de même de Maraldi. 

Pourtant toutes ces observations nous prouvent qu'il s'opère sur Mars des 
changements réels et considérables. Il n'y a plus à hésiter dès maintenant. 
Il nous faut admettre que les taches sombres de Mars sont formées d'une part 
par des régions fixes, qui, sans doute, sont des mors, puisqu'il est connu que 
l'eau, les liquides, absorbent une partie de la lumière incidente, tandis que les 
surfaces continentales la réfléchissent mieux. D'ailleurs, qu'il y ait de l'eau 
sur la planète Mars, c'était plus que probable dès le jour où l'on eut observé 
ses neiges polaires et ses nuages, et c'est aujourd'hui rendu certain par l'ana- 
lyse spectrale. 

Il nous faut admettre, dis-jc, que les taches sombres de Mars sont formées 
dUuie part par des mers Jixes^ et d'autre part par un élément instable. Cet élément 
instable est peut-être de même nature que les mers : c'est peut-être égale-» 
ment de Teau, sous un autre état. 

Ce fait est absolument démontré par les observations que nous venons de 
discuter jusqu'ici, de Maraldi à Schrœter. Les croquis de Huygens, Cassini, 
Hooke concordent avec cette déduction. 

Parfois peut-être, lorsque les changements sont faibles, on peut admettre 



1794. ANCIKNNKS OBSEKVATIONS. 83 

([ue des mers débordent sur des plages, sur de vastes plaines et changent 
leurs contours. 

Mais la diversité des dessins de Schrœter, Ilerschel, Maraldi, Gassini, Bian- 
chini, etc., est telle qu'il est impossible d'admettre que ces dessins aient 
jamais rigoureusement représenté la géographie de la planète. Tous les 
observateurs qui ont dessiné Mars savent qu'il est extrêmement difficile de 
reproduire juste ce que Ton voit, parce que les formes sont presque toujours 
indécises, diffuses, vagues, sans contours arrêtés, et parfois tout à fait incer- 
taines. Les aspects sont vagues, faibles, douteux, difficiles à dessiner, les ins- 
truments diffèrent, les yeux et la manière de voir diffèrent plus encore peut- 
être. Néanmoins, il est manifestement impossible de tout attribuer à des 
erreurs d'observation, d'autant plus que toutes ces taches ont servi à 
déterminer la rotation de la planète et la position de Taxe. Il faut donc que 
ces observations aient une base réelle. 

Les mers martiennes donnent-elles naissance, par Tévaporation, à des 
Ijrumes sombres, sombres vues d'en haut, lorsqu'elles sont éclairées en 
plein par le Soleil? Ces brumes, ces nuées, se disposent-elles selon les 
formes observées? — Il nous paraît difficile d'éviter cette double interpré- 
tation. 

Sur la Terre, on ne voit pas de nuages noirs — d'en haut, du côté de l'illu- 
mination solaire. (L'observation de Schrœter, citée plus haut, a dû être 
faite obliquement.) La surface supérieure des nuages est blanche comme de 
la neige. Mais il peut exister des brumes dont la constitution moléculaire soit 
telle qu elle réfléchisse mal la lumière incidente. Nos observations exclusi- 
vement terrestres ne sont pas suffisantes pour tout nous apprendre. Les autres 
mondes doivent plus ou moins différer de celui que nous habitons. D'ailleurs, 
nous voyons sur Jupiter et sur Saturne des bandes sombres et des taches 
foncées dont un certain nombre sont certainement de formation atmosphé- 
rique. 

Ces variations sont désormais incontestables. 

Mais n'ayons pas la prétention de résoudre dès ce moment tous les pro- 
blèmes offerts par l'analyse des aspects de Mars. Signalons sincèrement 
tous les faits ù mesure qu'ils se produisent. Et poursuivons notre étude. 



XXVI. 1794. -^ VoN Hahn. 

Du trouve dans V Astronomisches Jahrbuch fur 1797 un dessin de cet observa- 
teur, qui n'ajoute rien aux travaux qui précèdent, et que nous ne signalons 
que pour mémoire. 



84 LA PLANÈTE MARS. 

XXVII. 1796, 1798, 1800, 1802,1805, 1807, 1809, 1813. — Flaugergues (•). 

Honoré Flaugergues avait son observatoire à Viviers (Ardèche), qu'il a 
illustré par un grand nombre d'observations intéressantes. Il observa Mars 
notamment de 1796 à 1809, puis, de nouveau, en 1813. Les premières obser- 
vations ont paru dans le Journal de Physique, tome LXIX, année 1809, p. 126, 
et les secondes dans la CorrespoJidance astronomique du baron de Zach, tome I, 
1818, p. 180. Voici d'abord un extraitdu premier mémoire, avec les sept dessins 
(fig. 59) qui raccompagnent. L*auteur constate que ces taches sont variables, et 
se propose surtout de décider si elles appartiennent au sol ou à Tatmosphère. 

J'ai observé Mars quelques jours avant et après l'opposition et toujours dans 
le méridien ou fort proche, et j'ai dessiné, avec le plus grand soin, les taches qui 
paraissaient et dont je vais donner la description et la figure réduite à la phase 
qu'elles présentaient au passage de Mars par le méridien, le jour de l'opposition, 
environ à minuit, temps moyen. Dans toutes ces figures, l'axe de Mars est disposé 
suivant le diamètre vertical, le pôle boréal en haut. 

Opposition de 1796. 

LitneUe astronomique de dix-huit pieds de foyer; grossissement = lOo. 

J'ai VU constamment dans la partie australe du disque une tache d'un rouge 
obscur en forme de croissant ou de fer à cheval, dont les branches étaient tour- 
nées vers le Nord {fîg. A). 

Opposition de 1798. 

Lunette acliromatique de quarante-quatre pouces de foyer; grossissement = 00. 

J'ai vu constamment dans la partie australe du disque de cette planète deux 
bandes parallèles assez larges, d'un rouge obscur, dirigées de l'Est à l'Ouest et 
séparées par une bande plus étroite et plus claire. J'ai vu encore, dans la même 
partie australe, une tache blanche, ovale, immQbile, placée près du bord, environ 
seize degrés à droite du vertical dans la lunette qui renversait les objets {fig. B). 

Opposition de 1800. 

Même lunette. 

J'ai vu constamment une grosse tache ronde, d'un rouge plus foncé que le reste 
du disque, dont le centre était un peu plus boréal que celui de la planète. Cette 
tache, dans sa partie australe, était terminée par un appendice en forme de cro- 
xîhet, dont la courbure était semblable à celle de la grosse tache (fig. C). 

(^) Les lâches de la planète Mars. — Aux observations de Flaugergues, en 179G, nous 
pouvons en ajouter une, faite le 18 avril, sur le contact de la planète avec l'étoile de 
'6* grandeur b du Sagittaire : Mars venait de passer devant cette étoile, qui ne reprit 
complètement son éclat que lorsqu'elle fut éloignée à la moitié du diamètre de la pla- 
nète. L'observateur attribue avec raison cette diminution à l'éclat de Mars. 



179e-1ftl3. AXCIRNNRS OnSEnVATIONS. — FI-AUfinROUKS. 



Jai vu constamment sur le disque de cette planète une grosse tache ronde, d'un 
ronge plus obscur, ù peu près concentrique au disque et couple transversalement 
soua un angle de iS" avec la verticale de l'Ouest h l'Est, suivant uq de ces dia- 
mètres par une bande plus claire qni avançait jusqu'aux deux tiers de la tache 
l/ig. D]. 

Opposition de 1805. 



J'ai vu constamment sur son disque une grosse tache d'un rouge plus lonc(5quo 




F K \ — Ju n 1 « Kir II - Ar 




;. n —Décembre ISO 




Mirs I80T. Plg G - Avril ISOO 

Mars, par Flaagorguci. 

le reste, du disque, d'une figure irrégulière et indécise, plus étendue et d'un» 
teinte Toncée dans la partie boréale de Mars {(Ig. El. 




«6 LA PLANÈTE MARS. 

Opposition de 1807. 

Même lunette. 

J'ai vu constamment sur le disque de cette planète, et dans la partie australe, 
une tache en forme de bande, d'une teinte tant soit peu plus foncée que le reste 
du disque, longue, étroite, mal terminée et dirigée de TEst à l'Ouest; cette bande 
était très peu sensible (flO- I^)- ^^^ remarqué de plus que toute la partie boréale 
du disque était parfaitement blanche et avait beaucoup d'éclat, particulièrement 
autour du point correspondant au pôle boréal. 

Opposition de 1809. 

Avec la même lunette achromatique. 

Le bord occidental de cette planète paraissait blanc et brillant, le bord oriental 
rouge foncé; on voyait deux taches, une longue en forme de bande, dirigée de 
l'Est à rOuest dans la partie australe du disque, et l'autre, plus petite, irréguliè- 
rement arrondie, placée dans la partie boréale, proche du bord occidental; ces 
deux taches étaient d'un rouge plus foncé que le reste du disque (/i^f-G). 

Ces taches m'ont paru en général confuses et mal terminées, au point qu'il 
était difficile de distinguer exactement leurs contours et leur juste étendue : on 
peut remarquer que c'est principalement dans la partie australe du disque de 
Mars que paraissent ordinairement les taches. 

A l'égard de la tache ovale, très remarquable par son éclat et par sa blancheur, 
que j'ai observée en 1798 et qui correspondait sur le disque au pôle austral do 
Mars, elle fut aussi observée par MM. Messier, Duc la Chapelle et Vidal. 

Ces taches blanches, ovales, constamment correspondantes aux pôles de Mars, 
nous ofTrent exactement les mômes apparences que doivent présenter, vues de 
Mars, les calottes de glace et de neige qui entourent les pôles du globe ter- 
restre; aussi M. Ilerschel n'a pas balancé d'attribuer ces taches blanches aux 
neiges et aux glaces dont les pôles de Mars doivent être entourés, et on ne peut 
qu'applaudira cette explication qui paraît parfaitement bien fondée. 

Pour ce qui est des taches rouges et obscures de Mars, dont l'apparence a 
toujours été différente dans les diverses observations que j'ai faites, on pourrait 
peut-être penser que ces changements étaient purement optiques et qu'ils pro* 
venaient de ce que, à raison du mouvement de rotation de Mars autour de son 
axe, l'hémisphère visible de cette planète n'étant pas le même que dans les ob- 
servations précédentes, ne pouvait présenter les mêmes apparences. Pour ap- 
précier cette objection, et évaluer l'cITet du changement produit par le mouvement 
de rotation, j'ai pris pour terme de comparaison le méridien de Mars dont le 
plan passait par le centre de la Terre au moment de la première observation, 
ouïe 14 juin 1796 à minuit, temps moyen. Ce méridien, que je nommerai premier 
méridien de Mars, doit être censé fixé au globe de cette planète, et tourner avec 
ce globe tout comme le premier méridien du globe terrestre est supposé fixé à 
l'île de Fer, 



1796-1813. ANCIENNES OBSERVATIONS. — FLAUGERGUES. 87 

Ici l'auteur fait un calcul du méridien central de Mars qu'il appelle mé- 
ridien gédiabéniquo (de vy], Terre, et Siapaivw, je passe), et compare les posi- 
tions de la planète pour les sept figures ci-dessus et trouve que les première, 
quatrième et sixième observations se rapportent à peu près à la même posi- 
tion, et que la seconde et la septième sont très rapprochées. Puis il ajoute : 

L'apparence des taches de Mars aurait dû être à peu près la morne dans les 
première, quatrième et sixième observations et pareillement cette apparence 
aurait du être à peu près semblable dans la seconde et dans la septième, en sup- 
posant que la ficaire des taches de la planète soit constante, et que leur apparence no 
varie qu*à raison du mouvement de rotation de cette planète autour de son axe. 
Donc, puisque la figure, le nombre et la disposition des taches ont toujours paru 
très difï(?rents dans chaque observation, on doit en conclure que les changements 
qu'on observe dans les taches de Mars sont rdels, et que ces taches peuvent phy- 
siquement changer de figure, augmenter et diminuer, disparaître et reparaître 
de nouveau, ainsi qu'on l'observe dans les taches du Soleil. Mais nous remar- 
querons en même temps que les variations que nous avons observées sont si 
grandes, que pour produire des apparences semblables dans le globe terrestre, vu 
à la môme distance que Mars, il ne faudrait pas moins que la submersion d'un 
continent, tel que l'Amérique, ou le dessèchement d'une mer, comme l'océan 
Atlantique. Ces changements sont trop considérables pour qu'on puisse en supposer 
(le pareils dans le globe solide de Mars, et y placer la cause des variations que 
nous avons observées dans ses taches. Cette supposition ne s'accorderait pas avec 
l'état d'équilibre et de consistance auquel les planètes, à en juger par la Terre, 
sont parvenues depuis longtemps; et il est beaucoup plus probable que ces 
taches, et les grands changements qu'elles éprouvent, n'ont lieu que dans l'atmo- 
sphère de Mars dont plusieurs observations indiquent l'existence. 

Il paraît même que le fluide dont elle est composée a beaucoup de rapport 
avec notre air; il lui ressemble au moins dans une propriété remarquable, celle 
d'absorber les rayons bleus et violets, et de ne transmettre sensiblement que les 
rayons jaunes et rouges. Cette propriété nous est indiquée par la couleur rouge 
de Mars. Dans cette supposition, qui parait prouvée, les grandes taches rouges 
que nous avons observées pourraient bien être de grands amas de nuages 
flottants dans l'atmosphère de Mars, ou plutôt d'immenses brouillards pareils à 
celui qui couvrit, pendant plusieurs mois, une grande partie de notre globe 
en 1783, dont l'étendue, la figure, le nombre et la situation peuvent facilement et 
considérablement varier par l'efl'et de la chaleur, par celui des vents, ou par 
d'autres causes inconnues, et qui peuvent même, par l'efl'et de ces mêmes causes, 
se dissiper et renaître ensuite, comme nous le voyons sur la Terre. 

Telles sont les observations de Flaugergues de 1796 à 1809. Elles ajoutent 
peu aux précédentes. Les variations polaires sont confirmées ainsi que celles 
des taches sombres. Quant à admettre que ces taches soient de nature atmo- 



88 LA PLANÈTE MAUS. 

sphérique, nous ne le pouvons pas, comme nous l'avons conclu plus haut à 
propos de Schrœter. Son hypothèse sur l'atmosphère de Mars n'est pas soute- 
nable non plus : le disque se montre plus rouge dans sa région centrale que 
vers les bords; donc ce n'est pas l'épaisseur de l'atmosphère qui cause cette 
coloration, puisque la lumière réfléchie par la planète a d'autant moins 
d'épaisseur atmosphérique à traverser que l'on observe plus près du centre. 
En 1813, Flaugergues fit de nouvelles observations. Voici un extrait de son 
second mémoire. 

J*ai observé Mars plusieurs fois aux environs de sa dernière opposition, ainsi 
que je le fais depuis plusieurs années, pour dessiner 1 as taches de celte planète et 
noter les variations considérables et singulières qu'elles présentent. J'ai remarqué 
de plus cette année une tache blanche ovale, placée sur le pôle austral de Mars 
et si brillante qu'elle paraissait dépasser le disque. Cette tache fut surtout très 
brillante la nuit du 31 juillet, jour de l'opposition, elle a diminué de grandeur, 
beaucoup plus rapidement que si cette diminution eût été purement optique et 
seulement relative à l'augmentation progressive de la distance. Le 2*2 août, cette 
tache était à peine sensible et, quelques jours après, on ne la voyait plus. J'ai vu 
en 1798 une pareille tache blanche au pôle austral de >L'irs, mais elle avait 
beaucoup moins d'éclat. 

Le printemps, pour la partie australe de Mars, avait commencé le 1 2 mars, et la 
déclinaison australe du Soleil, vue de la planète, était le 31 juillet de 21'*0'; par 
conséquent la tache ou la calotte blanche que j'ai observée était alors depuis 
plusieurs jours totalement et continuellement éclairée et échauffée par les rayons 
du Soleil, et elle l'a toujours été depuis, cet astre ne se couchant plus pour cette 
partie du globe de Mars, de sorte que si cette calotte était de glace ou de neige, 
semblable à la glace et à la neige de notre globe, comme tout porte à le penser, 
il n'est pas douteux qu'elle n'ait dû se fondre très rapidement. 

On voit dans Mars de grandes taches irrégulières, variables et présentant les 
mômes apparences que doivent offrir nos nuages et nos brouillards à un spectateur 
placé sur Mars. Les deux planètes ont leurs pôles entourés de calottes blanches 
qui diminuent lorsque le Soleil s'approche du polo où elles sont placées, et qui, 
par cette circonstance, paraissent devoir être de la même nature, c'est-à-dire de 
neige ou de glace sur ce globe, comme sur la Terre. 

Si cette conjecture était réelle, la fonte des glaces polaires do Mars est bien 
plus prompte et bien plus complète que celle des glaces terrestres, dont la 
majeure partie résiste aux chaleurs de l'été; il paraît donc que la chaleur sur Mars 
est plus forte que sur la Terre, quoiqu'elle dût être plus faible dans le rapport de 
43 à 100, si l'on avait égard seulement à la différente distance de ces deux planètes 
au Soleil; c'est une raison de plus à ajouter à celles qui ont déterminé les plus 
habiles physiciens à penser que les rayons du Soleil ne sont pas chauds par eux- 
mêmes, mais qu'ils sont seulement la cause occasionnelle de la chaleur. » 



«802-1805 



ANCÎKNNES OBSEUVATIONS. 



S9 



Flaugergucs, comme on vient de le voir, remarque pour la première fois 
que les neiges polaires de Mars varient en plus forte proportion que celles de 
la Terre et que la température moyenne de cette planète peu/ être plus élevée 
que celle de notre monde. C'est parfaitement exact, et nous verrons les mesures 
modernes confirmer ce fait fort intéressant pour la climatologie martienne. 

XX Vin. 1802-1807. — FniTscH i'). 

Le pasteur Fritsch a publié, dans les volumes annuels auxquels nous 
renvoyons (p. 188 et 218), un sommaire de ses observations de la planète, 
faites pendant son opposition de 1802, observations accompagnées de cinq 
dessins, que nous reproduisons ici (fifj. GO) [pris les 21 novembre, 24 no- 




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17 mars 1807. 
Fig. GO — Dessins de Mars», par Fritsch, en 1802, 1803 et 1807. 

vembre, 20 novembre, 10 décembre 1802 et 10 janvier 1803] et une obser- 
vation du 17 mars 1807, à 9\ Ce dernier dessin montre la tache polaire 
débordant le disque, par un efTet d'irradiation certainement, et deux bandes 
équatoriales parallèles rappelant celles do Jupiter. Il dit quelques mots de Fat- 
mosphère de Mars et de la rotation de la planète, mais ne donne aucun détail. 
Ces croquis, comme ceux de Flaugergues, ont le sud en bas. 

XXIX. 1805. - IluTH (-). 

Ces observations n'ont pas grand intérêt. Elles sont accompagnées d'un des- 
sin du 22 février 1805, montrant au pôle nord une forte tache blanche ovale 
qui dépasse le disque par l'irradiation. On voit également au pôle sud une 
indication de la tache polaire. Hormis ces deux taches polaires, le disque est 

( ' ) Observations de Mars faites à Quedlinburg en 1802, publiées dans VAstronO' 
mischefi Jahrbuch fur 1806 et 1810. 

(*; Observations faites à Mannheim et Francfort, en 1805. AfitronomiachcB Jahrlnirti 
(nr 1808. p. 238 (Berlin 1805). 



90 LA PLANÈTE MAliS. 

vide. Il nous semble inutile de reproduire cette figure. Les observations do 
l'auteur lui ont donné 24*" 43'" pour la durée de la rotation. Il parle de rana^ 
logie de Mars avec la Terre, au point de vue de son atmosphère et des météores . 

XXX. 1813, 1814, 1822, 1839, 1847. ~ Gruithuisen ;»). 

L'auteur a exposé d'abord, ses observations de la planète Mars faites 
en 1813, et notamment de la tache neigeuse (Schneeilecken) du pôle sud. Il 












Fig. 61. — Dessins do Mars faits par Gruithuisen, en 1813 et 1814. 

donne trois dessins, reproduits ici (fïg, Gl), des 1" juillet et 31 août 1813 et 
14 janvier 1814. On remarque dans la zone équatoriale des traînées sombres 
qu'il identifie avec celles observées par Maraldi. 

Les études des autres années traitent de la rotation, de la position de Taxe 
et des taches, mais ne sont accompagnées d'aucun dessin. 

XXXL 1811, 1813, 1815, 1817, 1845, 1847. — Arago. 

Arago a fait un certain nombre d'observations de Mars, qu'il a réunies dans 
un mémoire lu à l'Académie des Sciences le 31 janvier 1853, Tannée même 
de sa mort. Ce mémoire est publié dans ses œuvres complètes, tome XI, 
p. 245-304. 

L'illustre directeur de TObservatoire de Paris commence par célébrer la 
valeur de TAstronomie physique, que les triomphes de l'Astronomie mathé- 
matique éclipsaient un peu trop. Après une rapide esquisse historique, il 
consacre un chapitre à l'aplatissement de Mars et donne en détail ses obser- 
vations commencées dès 181 1. Les résultats varient considérablement suivant 
les années, depuis ^V jusqu'à ^. Arago conclut après discussion que l'apla- 
tissement de Mars surpasse Vô- 

On se souvient que William Herschel avait trouvé ^^ et Schrœter < -^^. 

En appliquant à la détermination de l'aplatissement de Mars la théorie qui 

{^) Einigephysisch astronomische Beobachtungen des Saturns, Mars, des Mondes, 
des Venus, etc. {Astronomisches Jahrbuch (de Berlin) fur 1817, p. 185; — /d., de Mu- 
nich, édité par Gruithuisen, 1839, p. 72; 1840, p. 98; 1841, p. 109; 1842, p. 155; 1847, 
p. 149; 1848, p. 124.) 



1811^1847. ANCIENNES OBSERVATIONS. — ARAGO. 91 

a donné pour Jupiter un résultat si bien d'accord avec robservation,on trouve 
pour cet aplatissement yJ-ô* 11 y ^ 1** ^^ grand désaccord avec la théorie. 
Arago fait remarquer que, pour expliquer le fait, il faudrait supposer la masse 
de Mars huit fois plus faible que celle qui est adoptée, ce qui est inadmissible, 
lien pàrlaàLaplace et celui-ci lui répondit que w des bouleversements locaux, 
analogues à ceux dont on voit les effets en diverses parties de la Terre, sur- 
tout dans les régions équatoriales, avaient pu avoir une plus grande influence 
sur la figure d'une petite planète que sur colle de Jupiter ou de notre globe. » 
La diversité des résultats obtenus pour cet aplatissement est aussi très 
digne d'attention. A plusieurs points de vue, Mars paraît vraiment un monde 
h part. Son premier satellite tourne autour de lui beaucoup plus vite que la 
planète ne tourne elle-même, sa révolution s'effcctuant on T^'SO", tandis que 
la rotation du globe de Mars demande 24*^37'". La surface présente dos varia- 
lions énigmatiques. C'est unmonde fort différent do celui que nous habitons. 
Nous arriverons sans doute, à la fin de cet ouvrage, h des conclusions tout à 
fait particulières. 

Arago trouve pour le diamètre de Mars à la distance 1 (distance de la Terre 
au Soleil) :9",57. 

Ses observations des taches ont commencé en 1813. La lunette dont il se 
servait était une lunette de Lerebours de 4 pouces (108""") donnée par Napo- 
léon à rObservatoire : on l'appelait « la lunette de l'Empereur « (*). C'était peut- 
être alors le meilleur instrument de l'Observatoire. Le progrès a marché : 
aujourd'hui, la plupart des étudiants du ciel sont à cette hauteur. Cette lunette 
était armée de grossissements de 150 et 200 fois. 

L'observateur remarque qu'il a commencé par distinguer sur le disque de 
Mars d'abord une tache blanche indiquant le pôle supérieur ou austral, 
ensuite une tache sombre en forme de crochet (fig. 62, A). L'intervalle b parais- 
sait plus petit que le tiers du disque de la planète : 16 juillet 1813. 

Le 22 juillet, vers la même heure (minuit à !•' du matin), il obsei^va de 
nouveau la planète. La fig. B a été prise à l'^la™ : «< Je crois, écrit l'obser- 
vateur, que l'intervalle c est un septième du disque; je n'apercevais pas, il y a 
une heure, la portion verticale de la bande noire ». — Celte portion verticale 
n'est-cUe pas la mer du Sablier? 

') En 1805, Napolf'on, projetant de se rendre au camp de Boulogne, fit venir Delambre 
et lui demanda la meilleure lunette du Bureau des Longitudes, pour être pointée vers 
les côtes anglaises. — « Sire, répondit le fonctionnaire, nous pouvons vous donner la 
lunette de Dollond: Votre Majesté ferait une chose agréable aux astronomes si elle vou- 
lait nous accorder en échange une excellente lunette de 4 pouces, (lue vient de construire 
M. Lerebours. — Elle est donc meilleure? repartit l'Empereur. — Oui, Sire. — Eh bien 
alors, je la prends pour moi ». 

Au retour du camp de Boulogne, Napoléon en fit don à l'Observatoire de Paris, 



i)2 



LA PLANÈTE MARS. 



Le 27 juillet, vers J0''4j'", on n'aperçoit pas la banfie crochue dessinée ces 

jours derniers, et qui semble si propre à déterminer la rotation de la planèle. 

Les 18, 19, 20, 23 et 24 août, on voit une tache somhrc en forme de 




rrsT. 03. — ObBon-at 



s par Arnpo, on Jiiillpl ISI3. 



croissant. La tache Manche polaire est toujours très luminonse. Les cinq des- 
sins se ressemblent fort. Nous on reproduisons deux (/îj.GSi, des 20 et 23aoilt. 





Fie. f 



- Obacpvalione de Mars Tiiles par Arago, eu aofil 18 



Le 1 1 octobre, on apercevait encore très distinctement la tache brillante du 
pôle, quoique Flaugergues ait cru observer le contraire. 19 octobre et 5 no- 
vembre à 30 décembre : cette tache est devenue très petite et presque imper- 
ceptible. 

1815. 2 octobre au C novembre. La lâche polaire est très petite. Le 20 oc- 
tobre, la planète offre l'aspect représenté fig. E et le 26 octobre celui de la 



1321-1822. .ANCIENNES OBSERV.mOXS. — KUNOWSKV. 93 

fi'j. D. Dans le pt-emier dessin, le croissant esl tourné en sens conlfaire des 
ligures prises en 1813. Dans le second, on aperçoit une bande droite qui ne 
touche d'aucun cùlé le bord de la planète. 

Kn 1817, 1845 et 1847, Arago a encore fait quelques observations. Elles ne 
nous en apprennent pas davantage. 

D'après ces observations, la tache polaire aurait mesuré 3', 66 de diamètre le 



'~' ^^-. •irr» ^' 



KiR. Cl. - (Jbspn-alioiis 



7juillct, 3',G01el2[laplanctemcsuranl22',8G),2",251e22(planè[e;24', l(i). 
2°, 63 le 2 août (planète : 24". 96}. C'est souvent, comme on le voit, plus do la 
dixcme partie du diamètre. Ouant aux taclies, elles ne peuvent être ideniifiôes 
et plaideraient comme les autres en faveur de variations. Mais n'oublions pas 
que la lunette n'avait que -'i pouces ou 108"" de diamètre. 

XXXII. 1821-183:?. — Kuxowsky (' :. 

I/obsor valeur a fait ses observations de l'aulonme de 1831 au printemps 






<S^-"' 



Kig. Gb. - Hc\i\ dcasins de Mars, Toits )>ar Kuuott-8ky, en IHîl et i»î!. 
de 1822, à l'aide d'une lunette de Fraunhofor de 4 pouces j d'ouverture. Il 
parle (p. 22J)deB taches de Mars et de sa i-otalîou, décrit les ïones neigeuses 
- Schneezonen » et les taches sombres, el publie deux dessins {fuj. Ù5], dont 

Ci I-Unifia ph'j'^i'cliG iieobschlimgaii 'la MoiidiH!, dus Saturn» uinl Mat», etc. 
{Aatroiiomi'cliC Jahi-buck fur 1S25. Berlin, 1622.) 



94 LA PLANÈTE MARS. 

le premier paraît être du mois de novembre 1821, et dont le second est du 
15 mars 1822. Il conclut à la fixité des taches. En effet, ces deux dessins, faits 
à quatre mois d'intervalle, se ressemblent fort. L'auteur remarque que la 
ligne grise qui longe le bord occidental est un commencement de phase. On 
reconnaît, surtout sur la première, non loin du pùle sud, la tache ronde que 
Béer et Mâdler ont choisie en 1830 comme origine des longitudes de Mars 
[voir plus loin, p. 103 et 106, la remarque de ces auteurs eux-mêmes sur cette 
confrontation). Kunowsky combat les inductions de Schrœter sur le prétendu 
caractère atmosphérique et variable des taches, et conclut à leur caractère 
géographique et fixe. C'est la première fois, depuis les premières pages de 
cet ouvrage, que nous voyons affirmer cette opinion. Elle s'accorde avec les 
déductions conclues plus haut de la comparaison des observations, depuis 
les premiers dessins de Iluygens et llooke, jusqu'à ceux de Schrœter, malgré 
les variations incontestables qui se sont révélées dans le cours de toutes ces 
observations. 

XXXIII. 1824. — Harding ('). 

L'astronome auquel on doit la découverte de Junon passe d'abord en revue 
dans ce mémoire (p. 173) les observations d'Herschel et de Schrœter et dis- 
cute les mesures de l'aplatissement. Pour lui, la planète semble varier de 

■^'>^^' ^ /4. /J. ^ JiS. . 

x:^t>v .:^"'"--. .-S^x .^.i^^--. .'^g^-. 













•-.^^'-^ ■'^'i^ia^' ■-■•^rzy:-- '-^i^v-:.--' '■■::: jZ.^.,y 

Fig. G6. — Croquis sur la forme de Mars, pris par Harding, en 18-24. 

forme dans le sens équatorial comme dans le sens polaire, sans doute par 
suite d'un effet de son atmosphère. Il publie les six figures, des 4, 8, 1 i, 15. 
20 et 25 avril 1824, reproduites ici {/Uj. 66), qui sont assez singulières. 

Voici encore du nouveau. Est-il possible d'admettre une pareille con- 
clusion ? Elle s'accorderait assurément avec la variété des valeurs trouvées 
pour l'aplatissement. Mais une telle variation ne paraît guère admissible. 
Ces effets ne sont pas supérieurs aux erreurs possil)les des observations, sur- 
tout aux grands éloignements de la planète, comme celui de 1824. 

Cette observation n'ajoute rien non plus aux documents précédents. Elle 
clôt la première période de cette histoire de Mars, qui nous a déjà appris 

(•) Beobachtunrjen nnd Bemcrkiingen hber deti Man^ vom JaJir 1824, vom Prof. 
IIardinq in Gôtlingen (Astr. Jahvbuch fïcv 1828. Berlin, 1825). — En 1824, Pictet> à 
l'Observatoire de Genève, a également observé Mars, mais c'est seulement au point de 
Vue de sa position et de la parallaxe. Il en avait été de môme de L.vlande en 1798. Nous 
tî'ttVons pas à parler ici de ces observations d\i positions. 



ISM. ANCIENNES OBSERVATIONS. 05 

beaucoup sur cette planète, mais qui n'a pas encore inauguré la géographie 
de ce monde voisin. 

Par ce qui précède, nous savons que cette planète a des années, des saisons, 
des jours et des nuits, comme le monde que nous habitons, que des précipités 
météoriques analogues à nos neiges se montrent chaque hiver à ses pôles; 
que le centre de ces glaces ne coïncide pas avec le pôle géographique, mais 
en est assez éloigné; qu'une atmosphère dans laquelle se forment des nuages 
et des neiges environne ce globe; que les glaces polaires y fondent plus com- 
plètement quïci, soit que cette fusion y soit rendue plus facile par la con- 
stitution même de ces neiges, ou par la nature de Tatmosphère, ou bien peut- 
être même que la température de Tété y soit plus élevée que sur notre planète. 
Nous savons de plus qu'il y a sur ce globe des taches sombres; plusieurs 
de ces taches sont fixes et permanentes et doivent représenter des mers; 
elles semblent toutefois soumises à des variations d'étendue visibles d'ici. Et 
en cela l'aspect de Mars diffère essentiellement de celui de la Terre. 

Mais la diversité des dessins est telle, que nous devons attribuer la plus 
grande cause de cette diversité à la difficulté des observations précises sur 
un disque si petit, au manque de netteté des configurations, en un mot à 
des incertitudes d'observations. Néanmoins, un certain nombre des taches 
observées par Iluygens, Cassini, Hooke, Maraldi, Herschel, Schrœter, etc., 
ont donné des résultats précis pour le mouvement de rotation et pour la 
position de Taxe : ces dessins avaient donc un fond de réel ( * ). On ne peut pas 
admettre que le sol de la planète subisse de pareilles perturbations, parce 
(|ue,s'il en élait ainsi, il n'y aurait rien de stable à sa surface, tandis que les 
observations elles-mêmes nous prouvent que l'esquisse générale est stable, 
fjuelques-unes des taches sombres de Mars doivent donc être de nature atmo- 
sphérique. 

Nous allons maintenant entrer dans une période de découvertes nouvelles. 

;'} Plusieurs ont été identifiés plus haut. Pour compléter les documents relatifs à cette 
première période, nous ajouterons ici, d'après M. Van de Bande liakhuyzen, les longi- 
tudes du centre des meilleurs croquis d'Herschel, reproduits p. 51 et 57. 



1T77, fifj. 


14 : 37» 


1779, fiO' 


20 : 310" 


1781, 


fia- 


8 : 317" 


1781i 


Af/. 


18 ; 230- 


» ") 


15 : GG 


tt » 


21 : 282 


» 


» 


11 : 311» 


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> 


19 : 1G7 


!) 


IG : 71 


d u 


22 : 303 


» 


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l'i : 1 


» 


» 


20 : 211 


tt >i 


17 : 324 






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15 : 21 


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21 : 118 


Il » 


18 : 2G2 


1781, fir/. 


G : 292 





D 


IG : 8 


» 


» 


22 : 53 


:» y 


19 : 247 


)) M 


7 : 300 





)) 


17 : 308 









Ce que l'on reconnaît de plus sûr, c'est la mer du Sablier, aux fîO- 17 de 1777, 20, 21, 
22 de 1770, G, 7, 8, 11 et 17 de 1781. Les détroits Herschel II et Arago Sont reconnais= 
sables sur ce dernier croquis. 



CONCLUSIONS DE LA PREMIÈRE PÉRIODE. 



De la discussion des documents nombreux, variés et souvent contradictoires 
qui précèdent, nous pouvons déjà commencer à nous former une opinion sur 
la nature du monde martien, à fixer les premiers éléments de la connaissance 
que le présent travail a pour but de nous faire acquérir. 

Nous pouvons considérer comme acquis les faits suivants : 

1* La révolution de Mars est approximativement fixée depuis rantiquilé. 
Depuis Copernic, nous savons que cette révolution s'effectue autour du Soleil. 
Nous savons aujourd'hui qu'elle s'accomplit en 687 jours, soit en un an ter- 
restre plus 322 jours. Les années sont donc près de deux fois plus longues 
que les nôtres. 

2° La distance de Mars au Soleil est à celle de la Terre dans le rapport de 
1,5237 à 1,0000. La lumière, la chaleur, les radiations qu'il reçoit de l'astre 
central sont donc plus faibles que celles que nous recevons dans le rapport 
du carré de ces deux nombres, c'est-à-dire de 2,32 à 1,00 : elles sont plus de 
deux fois moins intenses. — Mais il est utile de remarquer que c'est la con- 
stitution de l'atmosphère qui règle les températures. La température de la 
surface de Mars pourrait être égale et même supérieure à celle de notre monde. 

3** Le diamètre de Mars, à la distance 1, c'est-à-dire à la distance de la Terre 
au Soleil, est de 9", 35, ce qui correspond à 0, 528, c'est-à-dire à un peu plus de 
la moitié de celui de notre globe. Ce diamètre donne pour volume 0, 147. 

4° La masse de la planète Mars, en fonction de celle du Soleil, est évaluée, 
dans VAnmiaire du Bureau des Longitudes pour 1830, àYsTeâYô. C'était la masse 
obtenue par Delambre par les perturbations de la Terre et adoptée par Laplace 
dans la Mécanique céleste (1802). Aujourd'hui elle est connue avec plus de 
précision par les mouvements des satellites et nous savons qu'elle est de 
aTâisâô* Ce chiffre donne, relativement à la Terre, 0, 105, soit environ fo'. 

5** La densité, obtenue en divisant la masse par le volume, est de 0,711. 

G° La pesanteur à la surface, conclue de la masse et du rayon de la planète, 
est de 0,376. 

7° La durée de la rotation est déjà, en 1830, connue avec une assez grande 
précision, et évaluée à 24'' 39'". 

8MI y a sur Mars des taches plus ou moins foncées. Ces taches sont diffi- 
ciles à bien discerner. En les dessinant, les observateurs leur donnent forcé- 
ment plus de précision qu'elles n'en présentent en général, de sorte qu'il ne 



CONCLUSION Dli LA rUliMlÈHIî: PÉRIODE. 07 

faut pas prendre les dessins à la lettre. Cependant les variétés observées sont si 
grandes que nous sommes conduits à considérer ces taches comme certaine- 
ment variables. Nous venons de voir passer sous nos yeux 191 vues de la 
planète Mars, dessinées par les observateurs les plus différents : ces vues 
doivent constituer la première base de notre connaissance du monde de Mars. 

9** Il y a également sur Mars des taches blanches, marquant ses pôles. Ces 
taches varient avec les saisons, augmentent en hiver, diminuent en été. Elles 
subissent les influences du Soleil comme nos glaces polaires. Nous pouvons 
les considérer comme des glaces ou des neiges. 

10^ Ces neiges polaires ne sont pas situées juste aux extrémités d'un même 
diamètre, et ne marquent pas absolument les pôles géographiques. Ces pôles 
en sont généralement couverts. Mais, à Tépoquc du minimum, elles se 
réduisent à un point blanc sensiblement circulaire qui est éloigné à une 
certaine distance du pôle. Herschel a trouvé, en 1781, 13** à 14" de distance 
pour le centre de la tache polaire boréale, alors très petite après son été 
(alors la glace australe était très étendue et son centre était voisin du pôle) 
et, en 1783, 8°8' pour la distance de la tache polaire australe, alors aussi très 
petite après sonété (* ). Un degré du méridien de Mars équivaut à 60 kilomètres. 
On sait que sur la Terre aussi le pôle du froid ne coïncide pas avec le pôle 
géographique. 

1 1*" L'inclinaison de l'axe de Mars ne diffère pas beaucoup de celle de l'axe 
de la Terre, do sorte que les saisons y sont analogues, quoique près de deux 
fois plus longues. 

12** Il y a sur cette planète un second ordre de saisons, causé par la grande 
excentricité de l'orbite, Mars étant beaucoup plus près du Soleil au périhélie 
qu'à l'aphélie, dans la proportion de 1,3826 à 1,6658 ou de 10 à 12. 

(') Voici toutes les observations de William Herschel sur ce point important : 
En 1781, la neige polaire boréale tournait très loin du pôle et ùtait à la latitude de 
76' ou 77' (Phil. Trana,, 1784, p. 245). En 1783, la latitude de la tache polaire australe 
était 81" 52' (/'/ii7. Trans., p. 251 ). Cette tache était alors (octobre) très petite et bien ronde. 
— En 1781, le centre do la tache polaire australe n'était pas très éloigné du pôle « not 
many degrecs » et cette tache s'étendait jusqu'au 70* ou au 65' degré (PhiL Trans., 
p. 24G) étant extrêmement étendue après douze mois d'hiver (p. 2G0). En 1783, on no 
voyait pas la tache polaire boréale à cause de l'inclinaison de la planète. 

I7SI : Tache polaire australe très largo (après sou hiver; 
» » boréale très petite (après son ctéK 

1783 : Tache polaire australe très petite (après son été). 

» » boréale invisible à eux de l'inclinaison. 

Distances au pôle : 

Tache australe : 1781, voisine du pôle. 

I78.i, â 8»8'. 

Tache borcalo : I78I, à 13» ou 14" 
• '. I78J, invisible. 

Flammauiox. — Mars. 7 



98 LA PLANÈTE MARS. 

13^ La planète est environnée d'une atmosphère, dans laquelle se forment 
les neiges dont il a été question plus haut, et dans laquelle flottent des nuages 
blancs et probablement aussi des nuages sombres. 

Telle est la conclusion naturelle, logiquement fondée, que nous pouvons 
tirer de Texamen critique de toutes les observations faites pendant cette pre- 
mière période de 193 années. Cette planète possède-t-elle une surface géogra- 
Ijhique fixe, comme la surface du globe que nous habitons? Il serait impos- 
sible de le conclure des observations comparées qui précèdent. Peut-ôtre les 
progrès de TOptiqueet de l'Astronomie nous permettront-ils, dans la période 
d'observation dans laquelle nous allons entrer, de résoudre cette importante 
question. Nous allons en effet entrer dans ce que nous pourrions appeler la 
phase géographique des études de Mars. 



DEUXIEME PÉRIODE. 

1830-1877. 



DEUXIEME PÉRIODE 

1830-1877 



La deuxième période de notre étude commence aux grands travaux aréogra- 
phiques de Béer et Mâdler, aux premières observations continues qui aient per- 
mis à leurs auteurs de construire une carte géographique de la planète Mars. . 
Avec ces observations, nous entrons dans la connaissance physique de ce 
monde voisin. Les difficultés, les incertitudes ne disparaissent pas ; mais La 
science prend corps, une base solide est offerte à l'examen, et la découverte 
définitive d'un nouveau monde se prépare. 

Heureux fut Christophe Colomb d'être arrêté par le continent américain 
dans son voyage de circumnavigation vers TAsie. Mars n'aura pas son 
Christophe Colomb. Ce que celui-ci a fait en une minute, en une seconde, 
par le seul acte de toucher l'Amérique, une phalange d'astronomes emploiera 
plus d'un siècle peut-être à le renouveler pour ce continent du ciel. Mais 
Béer et Miidlcr mériteront d'être inscrits les premiers sur la bannière des 
pionniers qui auront marché à la nouvelle cbnquête — précédés d'ailleurs 
par les éminents précurseurs que nous venons de voir passer devant nous, 
précurseurs parmi lesquels William Herschel et Schrœtcr méritent la pre- 
mière place. Béer et Miidler ont publié leurs observations de Mars dans les 
Astronomische Nachrichten de 1831, 1834, 1835, 1838 et 1839, et ont réuni ces 
études dans un ouvrage intitulé Fragments sicr les corps célestes du système 
solaire, pour l'édition française (Paris, 1840) et Deitrage zur physischen 
Kenntniss der himmlischen Kôrper im Sonnensy sterne, pour l'édition allemande 
iWeimar, 1841). Ces deux éditions sont identiques. Nous extrairons de 
l'édition française tous les documents et dessins importants. 

L'instrument dont se sont servis ces observateurs, pour leur étude de Mars 
comme pour leur carte de la Lune, est encore une lunette de 4 pouces (108""") 
analogue à celle que nous avons remarquée plus haut, loi*s des observations 
d'Arago. C'est un instrument relativement modeste, mais, construit par 
Fraunhôfer, il était excellent et les observateurs étaient des plus habiles, des 



102 LA PLANÈTE MARS. 

plus minutieux et des plus patients. On peut souvent dire que tant vaut 
rhomme, tant vaut Tinstrument. 

XXXV. 1830-1841. — Béer et MXdler (M- 

La planète passait en 1830 à Tune de ses moindres distances de la Terre. 
L'opposition de cette année-là était une opposition périhélique, comme nous 
l'avons vu au chapitre préliminaire. C'est la raison principale qui engagea 
les observateurs à entreprendre les études que nous allons examiner. Voici 
un exposé succinct de leur grand travail : 

Notre but principal, écrivent les auteurs, a été de déterminer exactement la 
période de rotation sur laquelle on a des opinions sensiblement diverses. 
Herschel père avait déduit de ses observations de 1778 et 1780 une période 
de 24^ 39» 21', Huth à Mannheim (voy, plus haut, p. 89), en avait trouvé une 
de 24*»43"», et les observations de Kunowsky dans l'hiver de 1821 à 1822, qui 
manquent cependant d'une détermination exacte du temps, donnent 24*» 36™ 40*. 
Dans les observations d'Herschel, le nombre des rotations entières était douteux 
et, en outre, il n'avait pas eu égard à l'aberration et à la phase; les deux autres 
données ne sont que le résultat d'une seule opposition. Il importait avant tout 
de déduire d'une opposition la période avec un degré d'exactitude qui permît 
de déterminer avec assez de certitude le nombre des rotations entières qui 
devaient avoir lieu jusqu'à l'opposition suivante. L'erreur moyenne du premier 
résultat ne devait donc pas dépasser 30 à 40 secondes, et on ne pouvait espérer 
d'atteindre ce but que lors d'un rapprochement de la Terre aussi grand qu'il a eu 
lieu cette fois. 

Puis, en môme temps, des observations prolongées devaient démontrer si les 
taches que présente la surface de Mars sont variables ou non dans leur forme, 
leur grandeur et leur couleur, si elles ont un mouvement propre et si l'on doit 
les regarder comme des condensations ou des obscurcissements semblables à 
nos nuages ou comme des parties fixes appartenant à la surface. Des observa- 
teurs précédents avaient déjà laissé là-dessus des données importantes. Déjà 
Maraldi, à Paris, avait en 17 IG distingué la tache blanche au bord boréal de Mars, 
et presque tous les observateurs subséquents en font mention. Cette tache s'était 
aussi montrée au bord austral de la planète, et même quelquefois les deux taches 
avaient été visibles en même temps. Même avant Herschel, on avait déjà conçu 
l'idée qu'il y avait là des neiges comme aux pôles de la Terre. Quelques-uns 
avaient cru remarquer que ces taches formaient comme de petites élévations qui 
ressortaient en dehors du bord moyen de la planète, ce que d'autres attribuèrent 
avec beaucoup de vraisemblance à l'éclat considérable de ces taches. La plupart 

(') Fragments sur les corps célestes du système solaire {PaiTiSj 1840). Bci /rage, etc. 
W'eimar, iSW) ci Aslronomische Nachrichten, 1831 à 1842. 



1830-1841 BEEll ET MADLEU. 103 

des observateurs regardaient aussi les autres taches comme variables ; cepen- 
dant M. Kunowsky, à Berlin, assura qu'elles sont permanentes. Plusieurs obser- 
vateurs font mention d'un éclat particulier du bord oriental et du bord occidental 
de la planète, ce qui donne Tidée de ménisques étroits entourant le globe, parti- 
culièrement à ces endroits. Les contradictions qui se présentaient dans ces 
observations faites avec des instruments différents, ou, si Ton veut, les chan- 
gements physiques qui s'opèrent avec le temps, étaient par conséquent très con- 
sidérables. 

Depuis le 10 septembre jusqu'au 20 octobre 1830, nous fîmes des observations 
pendant 17 nuits plus ou moins favorables, dans lesquelles tous les côtés de Mars 
visibles dans cette opposition se présentèrent plusieurs fois i\ notre vue. Nous 
obtînmes 35 dessins de son disque. Nous n'avons pas trouvé à propos d'em- 
ployer le micromètre, car la faiblesse des taches aperçues ne nous aurait 
permis de prendre aucune mesure proprement dite, et une appréciation d'après 
les parties du diamètre du disque nous parut promettre une certitude d'autant 
plus grande que la tache blanche du pôle austral, qui se montra dès le commen- 
cement avec beaucoup de précision, était bien propre à déterminer un méridien 
divisant le disque. 11 s'écoula ordinairement un certain temps jusqu'à ce que la 
masse de taches, que l'on apercevait d'abord vAgue et indéterminée, présentât 
des formes parfaitement distinctes. Le dessin a été exécuté immédiatement 
devant le télescope : les coordonnées des points les plus distincts ont été déter- 
minées par l'appréciation et représentées graphiquement, le reste du détail a été 
dessiné plus tard. 

La tache la plus caractéristique qui ait frappé les observateurs est la petite 
tache ronde paraissant suspendue à un ruban ondulé que l'on voit sur les 
dessins n" 1, 2, 3, 14, 15 et 16 de 1830 et 4 de 1832 (voyez la fig, 67). Cette 
tache est la baie du Méridien de notre carte, à proximité du détroit Hers- 
chel IL Mais écoutons les observateurs eux-mêmes. 

Une petite tache a, d'un noir très prononcé, se distingua si fortement des autres 
dès la première observation, par ses limites bien marquées, et fut si rapprocTiée 
de l'équateur supposé, que nous crûmes devoir la choisir pour notre tache nor- 
male dans la détermination de la rotation (»). Elle parut à 9^30" (fig. 1) à la 
faible distance de 7° d'arc de Mars du méridien central. Le 14, nous la vîmes 
depuis 10*> (fig. 2) jusqu'à 15*» 15™ (fig. 4) s'avancer depuis l'hémisphère oriental 
jusque dans la proximité du bord occidental; nous on avons pris cinq dessins. 
Le 15, à 8»>50'° (fig. 5), elle n'était pas encore visible; elle ne le fut qu'à 13»» 15», 

(') Cotte petite tache si caractéristique a été observée pour la première fois le 3 sep- 
tembre 1798, par Schrœtcr. ( Voj/. plus haut, p. 74, la fig. 52 de cet astronome.) Elle a ùt6 
observée aussi le lendemain 4 septembre [fig. 53) et le 24 octobre. Elle est aussi sur 
les deux dessins de Kunowsky, en 1821-22 (voy. fig. G5, p. 93). Mais quelles différences 
d'aspects ! 



lOi LA PLANÈTE MARS. 

Le 16, à 9^, elle ne l'était également pas; en revanche, à minuit, elle était très 
distincte. Alors nous pûmes déduire la période de rotation : il était évident que 
le 19 et les soirs suivants, jusqu'au milieu d'octobre, la tache ne pourrait plus 
être observée dans les heures commodes de la nuit. Le 19 {fîg, 6 et 7), l'image 
étant parfaitement distincte, il se montra deux places rouges (limitées sur le 
dessin général par des points), semblables à la belle couleur rouge des crépus- 
cules de notre Terre. Au bout d'une heure, elles étaient déjà plus faibles, et plus 
tard elles furent encore assez claires, mais jamais elles ne reparurent avec une cou- 
leur rouge distincte. En outre, il se montra (à 10*>6™) une petite tache g, peu 
foncée, à côté de la pointe f (voir, pour les lettres, la carte p. 107), mais que plus 
tard on cessa d'apercevoir. Probablement elle n'avait été visible qu'à cause de la 
grande sérénité de Tair, ou lorsqu'elle reparut, ce fut toujours réunie à /", car 
l'espace qui les sépare fut toujours extrêmement difficile à distinguer. 

Dans les observations du 26 septembre au 5 octobre {fig. 10 à 12), il se montra 
plusieurs taches d'une couleur passablement sombre, s'étondant sur le disque en 
forme de zone, qui étaient très fortement lijmitées, surtout du côté du Nord et y 
formaient un contraste très prononcé, avec cet espace tout à fait libre de taches 
et présentant une lumière entièrement claire. Une saillie de ces taches, au 
point m, était distincte et large, surtout au côté boréal; au côté austral, au con- 
traire, elle était si étroite qu'on ne pouvait l'apercevoir qu'avec beaucoup de 
peine. La tache pm était très noire, surtout à son extrémité occidentale p qui 
était arrondie. Entre cette tache et la tache blanche du pôle austral, se montra 
constamment une bande q, assez large, mais d'une teinte blafarde. Du 5 au 12 oc- 
tobre, des nuages suspendirent nos observations. Le 13 seulement, nous aperçûmes 
de nouveau une petite tache foncée près du bord occidental {fig. 13), et le 14, 
à 7^37" ifig. 14), nous nous assurâmes que c'était la tache a de la première 
observation. Maintenant, il importait de distinguer dans les soirées suivantes, 
avec la plus grande précision possible, son passage par le centre, et c'est ce que 
nous pûmes faire les 19 et 20, par une atmosphère remarquablement pure 
{fig. 15 et 16). 

Ces observations constituent vraiment le premier essai méthodique sur la 
géographie martienne. Nous offrons à nos lecteurs (fig. 68) la carte que 
Miidler et Béer ont construite d'après ces précieuses observations. Cette figure 
reproduit les deux hémisphères dessinés par ces astronomes, et représente 
l'ensemble de la planète d'après leurs propres observations de 1830 à 1839. 
(Nous publions ici la figure même qui accompagne le mémoire de ces obser- 
vateurs.) C'est là, en fait, la première carte géographique qui ait été tracée 
du monde de Mars. Elle est restée seule pendant trente ans, et est devenue 
pour ainsi dire classique pour tous les observateurs subséquents. 

L'hémisphère boréal contient évidemment une erreur : Textrémité de la 
tache ekf (tache qui n'est autre que la mer du Sablier) qui ressort, en ponctué, 



1830-18il 



BEER ET M.VDI.ER. 



105 








Mars 



IffSO 




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X * ■/ 

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■N . 








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\BÔ2 




Figr. G7 ^ Dessins de Map:< pnr Boer et MûUler en 1830 et 1832. 



106 LA PLANÈTE MARS. 

en dehors de rhémisphère austral, entre 62** et 73** de longitude, est tracée, 
dans cet hémisphère boréal, entre 92® et 110**. Il y a eu là quelque méprise. Il 
eût fallu la tracer entre 62® et 73** et la continuer suivant le ponctué indiqué 
en dehors de l'hémisphère austral (M. 

Les astronomes hanovriens ont choisi la petite tache ronde foncée a comme 
origine des méridiens. Nous avons agi de môme dans la construction de 
notre carte, et c'est à cause de cette origine que nous avons proposé le nom 
de « Baie du Méridien » pour cette tache caractéristique. 

Les longitudes de Béer et Miidler sont comptées de la droite vers la gauche, 
lorsqu'on regarde Téquateur en ayant le pôle sud en haut. Nous les comptons 
en sens contraire, c'est-à-dire de la gauche vers la droite, dam le sens du 
mouvement de rotation, le méridien passant avant le méridien 10. 

Les auteurs arrivent ensuite au calcul de la rotation qu'ils ont obtenue. 
Ils la trouvent, par les observations de 1830, de 24»* 37- 9% 9; par 1830 à 1832, 
24"»37'"23%7; par 1830 avec 1835, 24»*37'»20%4 ; la seconde leur paraîtlaplus 
sûre, et c'est celle qu'ils adoptent. 

On ne peut pas avec certitude établir de comparaison avec les observations 
faites neuf ans auparavant par Kunowsky, dans lesquelles la même tache fut bien 
distincte, car les limites de l'incertitude devraient être quatre fois moindres qu'elles 
ne le furent pour qu'on pût penser qu'il n'y a pas d'erreur. En revanche, ces 
observations confirment évidemment la constance des taches que nous avons 
aperçues, du moins pour a et pour l'arc fortement recourbé qui s'étend en ser- 
pentant de a à c. Les taches qui se trouvent plus au Sud ne furent aperçues alors 
que dans des positions tout à fait défavorables, ou môme quelques-unes ne le 
furent pas du tout, et il en apparut d'autres vers le Nord qui, en 1830, ne furent 
plus visibles; tandis que cette tache normale s'était montrée entièrement iden- 
tique depuis le mois de novembre 1821 jusqu'en mars 1822 et, cette fois-ci, du 
10 septembre au 20 octobre 1830 : elle n'était donc pas analogue à nos nuages. 

Au reste, surtout lorsqu'on observe la planète pour la première fois et qu'on 
ne répète pas souvent les observations, on peut facilement remarquer dans ces 
taches une variation que l'on regardera comme variation physique. L'état 
atmosphérique de la Terre, et peut-être aussi de Mars, est plus ou moins favo- 
rable, c'est pourquoi quelques erreurs d'appréciation et de dessin, petites en 
elles-mêmes, mais considérables relativement i\ leur objet, sont inévitables : une 
tache qui s'approche du bord disparaît avant de l'avoir atteint (ce qui provient 
sans doute, comme pour Jupiter, de l'atmosphère de la planète); enfin, on n'a pas 
souvent l'occasion d'apercevoir une seconde fois dans la même opposition exac- 
tement le même côté de la planète, qui était auparavant tourné vers la Terre. 

(') Tous les traités d'Astronomie, et même l'excellente Astronomie populaire 
d'Arago, ont reproduit, depuis 1840, cette carte avec cette erreur sans s'en apercevoir. 



108 LA PLANÈTE MARS. 

En outre, les distances des oppositions varient, la planète n'arrive que très rare- 
ment aussi près de la Terre qu'en 1830, et à des distances plus considérables il 
est nécessaire d'avoir des grossissements plus forts et une puissance optique plus 
grande que la plupart des observateurs précédents n'en avaient à leur portée. 

La tache blanche du pôle austral s'était montrée distinctement dans chaque 
observation, même lors des circonstances atmosphériques les moins favorables, 
mais sa grandeur a été très variable. Déjà le 31 août, lors d'une observation tout 
à fait superficielle, elle avait été appréciée de i à JL du diamètre de Mars. Le 
10 septembre, l'appréciation (faite dans la direction de l'Est à l'Ouest) donna pour 
résultat ^, le 15 septembre -jL, le 2 octobre -Jg, le 5 octobre ^ et le 20 octobre -Jg. 
Admettons pour le 31 août la valeur i, on aura pour les jours indiqués, qui 
correspondent pour la saison aux mois de juin et de juillet de notre hémisphère 
boréal, les limites suivantes de la tache blanche, supposé que le pôle soit à son 
centre : 

31 août 83*37' de latitude; répondant au 16 juin de la Terre. 

10 septembre 84* 15' » » 23 » » 

15 » 8C«25' » » 26 > 

2 octobre 86*50' » ■• 7 juillet » 

5 » 87* 7' V » 9 »• ). 

20 » 85-59' 1» .) 19 .) 

C'est-à-dire que les limites se rétrécirent toujours jusqu'à une saison de Mars 
qui répond au milieu de notre mois de juillet, et de ce point-là elles commen- 
cèrent de nouveau à s'élargir successivement; fait qui vient fortement à l'appui 
de l'hypothèse que le pôle de Mars est réellement couvert de neige. En outre, 
presque tous les observateurs donnent la grandeur de cette tache comme variable, 
et, lorsqu'elle est plus éloignée du maximum de chaleur, elle est considérablement 
plus grande qu'on ne l'a vue en 1830. 

L'hémisphère boréal de la planète, autant qu'il fut visible cette année-là, ne 
présenta en revanche aucune trace de tache blanche, quoiqu'il se trouvât au 
milieu de son hiver. La forte inclinaison de Taxe de Mars explique ce fait et en 
reçoit en môme temps une confirmation indirecte. 

Les observateurs donnent ici un tableau de leurs dessins et des longitudes 
aréographiques des taches. 

L'opposition de 1832 se présenta dans des circonstances atmosphériques 
constamment si défavorables et Téloignement beaucoup plus grand de la 
planète eut une influence si fâcheuse qu'on ne put obtenir que des observa- 
tions peu nombreuses et très imparfaites. De seize essais de dessiner les 
détails du disque, quatre seulement méritent d'être comparés à ceux de 1830, 
(on les trouvera au bas de la fig, 67). La tache a, si remarquée et si carac- 
téristique deux ans auparavant, n'a pu être reconnue qu'une seule fois et 
encore à un assez grand éloignement du centre f 16 décembre). 



Cependant, écrivent les auteurs, ces observations, quoique peu nombreuses, 
nous ont paru suriiaautea pour nous convaincre qu'aucuoe des taches bien 
visibles n'avait changé de position depuis 1830. Cela fut parfaitement dvideoL 
pour les trois taches principales, en particulier pour la région pm, et pour la 
faible bande q. Cette dernière était du reste si rapprochée de la partie qui formait 
alors lo bord austral, qu'on ce put l'apercevoir qu'avec beaucoup de difficulté, 
et celles qui étaient encore plus rapprochées des pâles, qui sont comprises dans 
les dessins de 1830, ne purent celte fois êtro aperçues, par des raisons faciles 
à concevoir. Le pôle austral n'était, eu suivant les éléments d'Ilerschel, le 
'20 novembre, qu'à lO* en deçà, du bord apparent, et ainsi la plus grande partie 
de la lumière, si éclatante en 1840, ne fut que très faible; elle ne fut même 
aperçue que deux fois avec certitude (uov. SO, a"", et nov. '23, 8''lii°| ; pendant 
toutes les autres soirées, elle resta incertaine ou n'apparut pas du tout. Sur 
l'hémisphère boréal, environ depuis 180» jusqu'à 230= de longitude et de 0' & 
35° de latitude nord, se montra doux fois une bande faible, large et concave du 
coté de pni, mais son extri^'Uiîté boréale seule fut distincte. Entre cette bande 
et pm apparaissaient souvent des lueurs rouges. En général, la lumière do 
l'hémisphère boréal, dans la partie qui ne contient pas de taches, ne paraissait 
pas être aussi pure et aussi uniforme que deux années auparavant. On ne voyait 
pas de trace do lumière blanche dans les environs du pôle boréal (ce pôle était 
encore caché à la vue ]. 

Les oppositions de 1834-35 cl 1837 furent également, comme les donx pré- 
cédentes, très peu ravorisêe.? par les circonstances atmosphériques, et comme 
enoutre l'éloigaernenl de Mars atteignait alors sou maximiun (pour les opposi- 
tions), 11 les résultats de nos ohservations, écrivaient les auteurs, auraient été 
n'es insigniûants, si nous n'eussions pu avoir recours au grand télescope 
établi en 1835 à l'Obsorvatoire royal. » 

Cet instrument, dans toutes ses dimensions parfailument égal h celui de Dorpat, 
permettait un grossissement au moins du double plus fort et fournit six fois plus 
de lumière que le nôtre: un mécanisme très commode lui communique un mou- 
vement par lequel, sans lo concours de l'observateur, il suit le cours des pla- 
nètes. Depuis le 12 janvier jusqu'au 22 mars, nous avons obtenu, pendant 15 nuits 
en partie sereines, 32 dessins qui toutefois no nous ont fait particulièrement 
connaître que l'hémisphère boréal, et encore avec beaucoup moins de détails que 
nous eu avions en 1830 pour l'hémisphère austral. Dans toutes les observations 
sans exception, la tache blauclie du pôle boréal fut visible avec un degré de 
clarté que nous ne nous rappelons pas avoir jamais vu dans celle du pôk- 
austral; eu mémo temps, elle était considérablement plus grande que celle 
de 1830 et apparut, surtout pendant les mois de janvier et février, tellement dis- 
tincte des autres parties du globe, qu'au premier coup d'ceîl on n'aurait pu croire 
que la planète fût en cet endroit couverte par une autre planète. 
La vraie grandeur delà tacbo du pôle austral, aux moisdc février et de mars 1837, 



110 LA PLANÈTE MARS. 

a surpassé de plusieurs fois celle des mois de septembre et d'octobre 1830. 

La tache du pôle boréal, dans la première observation du 12 janvier, fut si bien 
limitée qu'on put apprécier son étendue avec assez de certitude ; elle comprenait, 
le long du bord de Mars, 0,27 du diamètre de la planète, et sa largeur fut de 
0,13. La première donnée nous fait conclure à un demi-diamètre de 15^,7 du 
globe de Mars ou à une latitude nord de son bord de 74», 3; la seconde, en admet- 
tant les éléments de rotation donnés par Herschel et en admettant que le pôle 
a occupé le centre de la tache circulaire, nous conduit à une latitude nord de 
78«,7, car le pôle boréal s'était avancé de 18° 13' en dedans. La première de ces 
données a au moins le double du poids de Tautre. En tout cas, on voit évidenmient 
par là que la tache du pôle boréal, dans l'opposition de 1837, fut considérablement 
plus grande que la tache du pôle austral en 1830, et beaucoup plus petite que 
la tache du pôle austral en 1837. Dans les observations suivantes, son étendue ne 
parut cependant pas se disposer à diminuer; ce qu'on remarqua avec plus de certi- 
tude, c'est que la netteté de sa délimitation devint plus faible après l'opposition. 

Nous avions le projet de mesurer, avec le micromètre, l'angle de position delà 
tache blanche, pour obtenir les données nécessaires à un examen direct de la 
position de l'axe de Mars. Le temps défavorable a, en grande partie, stérilisé 
notre intention. Le peu de mesures qui aient réussi nous apprennent seulement 
que Texcentricité de la tache polaire est, dans tous les cas, très faible. Cette 
distance au pôle a été estimée à 4o en 1837 pour la tache boréale, et à 8® pour 
l'australe, mais d'une manière très incertaine. 

Nous ne pouvons pas cependant passer sous silence la circonstance que, dans 
le peu d'observations où nous avons distingué une trace de la tache du pôle aus- 
tral, cette tache ne s'est pas montrée directement opposée à celle du pôle boréal : 
le 7 février, à 16*>14°, elle s'écartait d'environ 12" du point opposé à cette tache 
boréale, et à 18^16°» seulement de 8° à l'Est; le 7 mars, à 10»» 34°', elle s'en écar- 
tait d'environ 5*» à l'Est; enfin, le 18 mars, à l^b(j^, de 3o à 5o à l'Ouest. 

De toutes les taches de l'hémisphère austral observées avec quelque précision 
en 1830, une seule, marquée p/?i, put être reconnue avec certitude. Nous la vîmes 
d*abord le 7 février, à 16»>4°» (fuj. G), avec précision; ensuite le 28 février, à6»>49" 
(^g. 7), et dans trois observations pendant la nuit du 7 mars (fig. 14, 15, 16); 
enfin, un peu moins déterminée le 10 mars, de 7*»7'n à 9*»22°», et le 11 mars, 
à 8^22» (fig, 17). La latitude aréographique de l'extrémité occidentale p fut 
déterminée, d'après onze observations, à -f- 43° 29'; en 1830, nous l'avions trouvée 
entre 39» et 42» par trois observations, et ce fait, aussi bien que l'accord de la 
figure, parle en faveur de l'identité des deux taches. Un essai de réunir la lon- 
gitude observée cette fois-ci avec celle de 1830 donna 24»>37*n29»,0; ce résultat, 
quoique suffisant pour en confirmer l'identité aussi sous ce rapport, n'est pas 
propre à corriger la rotation calculée précédemment, à cause de la position 
fortement excentrique de la tache. Cependant on peut être assuré qu'il ne s'est 
pas glissé d'erreur dans le nombre des rotations entières. 

Une seconde tache, marquée efh sur notre carte, a été reconnue le 12 janvier 



1830-1841 



BEEU ET MADLEK. 



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Kig. GO. — Dessins de Mars, faits par Béer et Mddler en 1837. 



112 LA PLANÈTE MAUS. 

et le 22 février, ainsi que le 12 mars; mais aucun point n'en a été assez fortement 
marqué pour qu'on pût en tirer une détermination précise. 

Cette remarque est curieuse et digne d'une attention toute particulière, 
car cette tache efh est la mer du Sablier, qui, généralement est, au contraire, 
si nette et si bien caractérisée. Pendant l'opposition dernière (1890), par 
exemple, elle frappait la vue chaque fois que Thémisphère qui la renferme 
était tourné vers nous. 

Quant à Topposition de 1839, toutes les observations ont été faites avec le 
grand télescope de TObservatoire royal. Mars exigeait un fort grossissement et, 
par conséquent, une grande tranquillité dans l'atmosphère. Cette dernière con- 
dition se réalisa rarement dans l'hiver de 1838 à 1839, ce qui fait que les obser- 
vations n*ont pu être nombreuses. L'hémisphère austral cachait 62° de sa surface 
à la vue, de sorte qu'il était en grande partie non observable, et aucune des 
taches de cet hémisphère ne put être distinguée avec précision. 

Les dix dessins publiés pour cette année 1839 par les auteurs sont telle- 
ment pâles et indécis qu'il serait absolument inutile de les reproduire ici. 

Voici les conclusions générales qu'ils tirent de l'ensemble de leurs obser- 
vations sur les pôles et les saisons : 

La couleur des taches polaires, toutes les fois qu'on put les apercevoir dis- 
tinctement, fut toujours un blanc pur et brillant, en aucune façon semblable à 
la couleur des autres parties de la planète. En 1837, il arriva une fois que Mars 
fut, pendant l'observation, complètement obscurci par un nuage, à l'exception 
de la tache polaire qui se montrait distinctement à la vue. Cette grande différence 
est aussi cause que son étendue et sa figure peuvent être appréciées avec beau- 
coup plus de certitude que pour aucune autre tache de la planète, et même il ne 
serait pas impossible qu'on n'appliquât avec succès sur elle des mesures au mi- 
cromètre en l'observant avec de puissants instruments. 

11 faut aussi remarquer la diminution et l'accroissement de ces taches qui 
conservèrent malgré cela toujours la même figure, ainsi que la circonstance que 
les pôles de rotation formèrent ordinairement les centres de ces taches ou du 
moins ne s'en éloignèrent jamais que de quelques degrés. Nous avons déjà indi- 
qué plus haut les variations de la tache du pôle austral, ainsi que les saisons de 
Mars qui répondent aux données de l'observation et que nous avons exprimées 
dans leur rapport avec les saisons de la Terre. La tache du pôle boréal de son 
côté présenta les variations suivantes : 

1837 Janv. 12. Limites à 74M8'; saison correspondante au 4 mai. 

Mars 7. » à 76 » » 4 juin. 

1839 Févr.2G. » à 78 33 » > 17. juin. 

Avril 1 . )' à 80 48 m » 4 juillet. 

Avril 10. « à 82 20 •> » 12 juillet. 

Mai 1. où 81 .. « 20 juillet. 



1830-1841 BEER ET MÀDLER. 113 

D'après cela, le minimum pour les deux taches tombe environ ^ d'année après 
le solstice d*été, ce qui correspond au 12 juillet (et 12 janvier) de notre Terre. 
Mais, tandis que la tache du pôle austral a diminué jusqu'à G® de diamètre, celle 
du pôle boréal avait encore à son minimum 12o à 14« de diamètre, c'est-à-dire 
une surface environ cinq fois plus considérable que la première. 

Réciproquement, la tache du pôle austral, en 1837, pendant son hiver (les jours 
d'observation correspondent, pour la saison, aux 4 et 10 décembre ), a pris une telle 
extension sur la planète, qu'on put encore la distinguer, lors même que le pôle 
était déjà à 18^ au delà du bord extrême, ce qui conduit à environ 55o de latitude 
et ainsi à un diamètre de la tache de 70". 

Nous n'avons jamais aperçu un cas semblable au bord boréal, pendant que le 
bord austral avait son été. Les variations de la tache du pôle austral sont, d'après 
cela, vers ses deux limites, considérablement plus grandes que celles de la 
tacite du pôle boréal. 

Par suite de la position de l'axe de Mars, le pôle austral est le plus exposé au 
Soleil, lorsque la quantité de la lumière (et de la chaleur) qu'il en reçoit, peut 
être exprimée par 0,52 de la lumière que reçoit la Terre, et le pôle boréal, 
lorsque cette quantité est de 0,37. Mais cette différence est, en ce qui concerne 
l'année dans son ensemble, complètement détruite par le rapport contraire qui a 
lieu en hiver; et même pour les différentes saisons, on trouve une compensation 
partielle, en ce que la longueur du semestre d'été, dans l'hémisphère boréal, est 
à celle de l'hémisphère austral dans le rapport do 19 à 15; cependant, dans les 
points culminants de chaleur et de froid, il reste évidemment une différence très 
considérable. D'après cela, le pôle austral a des étés plus chauds et des hivers 
plus froids que le pôle boréal, et cette différence est beaucoup plus considérable 
que celle qui se présente sur notre Terre : chez nous elle est très peu sensible, 
mais l'excentricité de Mars est cinq fois plus grande que celle de la Terre. 

Les différences que nous avons remarquées s'accordent ainsi parfaitement 
avec l'idée que ces taches blanches représentent un précipité analogue à notre 
neige; et il est en effet presque impossible de rejeter une explication qui se con- 
firme d'une manière aussi surprenante. Notre Terre, vue de la distance d'une pla- 
nète, doit présenter des phénomènes tout à fait semblables; seulement, chez nous, 
le rapport réciproque do l'hémisphère boréal et de l'hémisphère austral est 
moins inégal. 

Les autres taches de la planète paraissent pour l'essentiel appartenir à la sur- 
face. Vu la position et l'éloignement de Mars, nous n'aurions pu, en aucune cir- 
constance imaginable, distinguer des ombres produites par des montagnes, 
quelque gigantesque que fût leur élévation (la forme sphérique toujours bien 
prononcée du disque leur prescrit du moins un maximum); ces ombres sont donc 
des différences dans la réflexion de la lumière, qui peuvent très bien provenir 
des mômes causes que celles qui ont lieu sur notre Terre. C'est dans l'opposition 
de 1830 que s'est montrée la plus grande précision relative à la délimitation dans 
les taches de l'hémisphère austral, qui étaient situées entre l'équateur et 45o de 

Flammawiox. — Mars. S 



114 LA PLANÈTE xMARS. 

latitude nord; cependant aussi alors la noirceur et la netteté relatives des 
taches ne sont pas restées constamment les mêmes, et ce fut encore moins le cas 
en 1837 et 1839. Ainsi, quoique ces taches elles-mêmes ne paraissent pas être ana- 
logues à nos nuages, toutefois elles présentent certaines analogies optiques avec 
des condensations semblables à des nuages, car elles se montrent plus déter- 
minées, plus précises et plus intenses dans leur été, et au contraire plus vagues, 
plus pâles et plus confondues pendant leur hiver. 

Quelquefois nous avons aperçu une coloration rougeâtre en certaines régions 
particulières du disque. Mars apparaît à l'œil nu comme l'étoile la plus rouge du 
ciel. Avec le télescope, cela ne se montre pas au même degré et la couleur géné- 
rale est tout au plus un rouge jaundtrc; la coloration de ces régions rappelle celle 
d'un beau crépuscule de notre Terre. 

Si tout cela nous conduit déjà avec beaucoup de certitude à admettre pour Mars 
une atmosphère très sensible et semblable à celle de notre Terre, cela explique 
aussi en même temps la remarque que nous avons faite qu'en s'approchant des 
bords les taches apparaissent toujours fondues ou s'effacent entièrement; l'éclat 
du bord, que nous avons souvent aperçu, paraît aussi provenir de procédés atmo- 
sphériques particuliers. 

Au reste, il ne faut pas s'attendre à ce que l'atmosphère de Mars, lors de l'im- 
mersion d'une étoile fixe ou d'autres corps célestes, puisse être rendue sensible 
par la réfraction. Même aux époques où Mars est le plus rapproché de nous, une 
étendue de 20 lieues sur lui ne nous paraît que sous un angle de 0',30; à une 
telle distance, la réfraction est entièrement insensible, lors môme qu'elle serait 
à la surface considérablement plus forte que sur la Terre. 

Les observations nous font admettre la plus grande variation, aussi bien pour 
la grandeur et la forme que pour l'intensité, dans la tache sombre voisine de la zone 
polaire boréale, et cela s'explique probablement d'une façon particulière. Si les 
taches polaires sont véritablement de la neige, leur diminution à rapproche de 
l'été ne peut avoir lieu que par la fonte et l'évaporation continuelles ; l'épaisseur de 
cette neige est, selon toute vraisemblance, très considérable; ces parties de la sur- 
face, se disposant à s'évaporer, doivent par conséquent être extrêmement humides ; 
or un sol vaporeux et marécageux est certainement de toutes les parties d'une 
surface celle qui est la moins susceptible de réflexion et qui doit par conséquent 
nous paraître la plus foncée. Le maximum de cette noirceur doit arriver à l'époque 
où la fonte s'opère avec le plus de rapidité, c'est-à-dire, pour les hautes latitudes, 
entre l'équinoxe et le solstice d'été. Ainsi s'explique pourquoi la tache sombre 
qui environne le pôle boréal, qui n'avait pas du tout été aperçue auparavant, 
se présenta en 1837 avec une intensité et une étendue si considérables et en 1839, 
au contraire, fut très piile et au commencement très petite. 

Ce n'est pas aller trop loin que de regarder Mars comme présentant une 
très grande ressemblance avec notre Terre, même sous le rapport physique, 
comme une image de la Terre telle qu'elle nous apparaîtrait au firmament, vue h 
une grande distance (environ une distance double de celle où se présente la Lune 



1830-I8il BEER ET MADLEIi. 115 

à l'œil nu). Les différences les plus essentielles entre Mars et la Terre consistent 
dans la petitesse de son volume et la forte excentricité de son orbite. En revanche, 
la durée des jours est sensiblement la même. 

L'inégalité que l'excentricité amène dans la durée des saisons peut se déter- 
miner de la manière suivante, si l'on admet la position de l'axe d'après Herschcl 
et notre période de rotation : 

Une anoée de Mars contient 6G9 -î- rotations, 

Par conséquent GCo ■? jours solaires de Mars. 

Le printemps de l hémisphère boréal contienl 101 4 jours de Mar.^. 

3 



L'été 181 



« t> 



372 i 

L'automne 149 ■?■ >» »• 

L'hiver r*7 » ». 

296 y 

de telle sorte que le printemps et l'été réunis ont 76 jours de plus dans l'hémi- 
sphère boréal que dans l'hémisphère austral. Les deux moitiés de l'année sépa- 
rées par les équinoxes sont donc dans le rapport de 19 à 15. 

Béer et Miidler terminent leur mémoire par l'examen de la durée de la 
rotation de la planète, comparée aux résultats obtenus par William Herschel. 
Nous avons vu plus haut (p. 106) qu'ils ont trouvé 24''37"'23%7 pour la pé- 
riode la plus sûre. 

La période de rotation que nous avons trouvée, remarquent-ils, diffère de 2 mi- 
nutes de celle d'IIerschel qu'on avait admise jusqu'à présent, et comme cette 
période est aussi basée sur la combinaison de deux oppositions, une aussi 
grande différence peut étonner. Cependant cette différence disparaîtrait presque 
entièrement si l'on voulait admettre dans l'une des deux années une erreur 
d'une seule révolution entière, si l'on voulait diviser l'intervalle des oppositions 
d'IIerschel avec un diviseur augmenté d'une unité, ou le nôtre avec un diviseur 
diminué d'une unité. Toutefois, comme une période de •2ii»39°>22* est inconciliable 
avec nos observations comparées entre elles, et supposerait des erreurs que nous 
ne pouvons pas regarder comme possibles, il ne sera peut-être pas sans intérêt 
de se reporter aux observations d'IIerschel et d'examiner quel résultat elles pré- 
sentent lorsqu'on les réduit avec une plus grande exactitude. 

Eu 1777, du 8 au 26 avril, il avait observé différentes taches, qui n'offraient 
cependant seules aucune combinaison certaine, c'est pourquoi il résolut d'attendre 
l'opposition suivante. Elle arriva le 12 mai 1770 et Mars atteignit alors un dia- 
mètre de iS",,'), grandeur qui diminua jusqu'au l'.l juin où il fut de 11'. 

Le 11 mai, à 11*» i3«», il aperçut au centre une tache qu'il avait déjà vue le 9 mai, 
à 1 l*»0'"4ô», mais un peu en dehors du centre. La même tache se montra le 19 juin 
où Mars avait déjà une position très basse. Voici son observation : 



116 LA PLANÈTE MARS. 

Juin 19, 11'' 30". The figure ofmai 11 is not come to the position; il was then at 11'* 43", 
but cannot be far from it. I fear as Mars approaches to horizon, I s hall not be ablc to 
fûliow him till the figure cornes to the centre. 

j|h47« tijq State of the air near the horizon is very unfavorable. VVith much diflî- 
culty I can but just see that the la figure is not quite so far advanced as it was mai 11 
at 11''44'", but can cerlainly not be above two or three minutes from it. 

En trois minutes une tache de Mars s'écarte du centre d'un espace égal à ■— 
du diamètre de Mars; elle ne se meut ainsi, avec la grandeur apparente qu'elle 
avait alors, que de ~ de seconde d'arc, et Mars n'était qu'à 9° au-dessus de l'ho- 
rizon ! Cependant, admettons l'appréciation dTIcrschel, ainsi que le passage de lu 
tache à ll'^iQ'^SO*. Le calcul se présente de la manière suivante : 

Juin 19 IP-AO-CO» 

Mai II II 43 {) 



Intervalle 3'Ji C 0- 30» 

Correction I -f 37" 30* à cause du changement do la lon.iiikule gcoccnlriquc. 

Correction II. .. — IG^Ii» à cause do la phase de Mars. 

Correction III. . — 0™ 49' à cause de l'aberralion. 



:'.'.)J ()«»^>7" '6* 



38 rotations do •^i»'38-3G»,4 

Ilerschel observa une autre tache le 11 mai, à 10''17"'41% et le 13, à lli'25"»51*, 
après quoi elle reparut le 17 juin à 9^12"»'20*. Toutefois il dit : 

Juin 17, 9''1'2"' (clock 20* slow). The dark spot is rather more advanced than it was 
mai 11, 10'' 18". 

. Et Herschel admet encore une correction de 3"», d'après quoi le moment véri- 
table est y*>9'"20\ Cela donne les résultats suivants : 







Juin 


IT 


0'' 0";>0* 






Mal. . . 


II 
;îg' 


10 17 48 




•J»'«:)l™3> 


Concction 


I 






4 37» es» 


)• 


II... 






- 13 


4 


III... 






- 4'i 








.îô' 


îaMS-lC* 








3G' 


24''38'»4>,'.i 






Juin 


17 


g»» 0-20» 






Mai 


13 

34i 


11 25 M 




2 1»* 43» 29' 


Correction 


I. . 


..••... 




■'t 34«3h 


B 


H ... 






— liî 


• 


III . 







— 43 








34' 
34' 


22'' 2-17» 




21'»38«53*,4. 



La moyenne de ces trois déterminations extrcmemcnt incertaines est donc 

241*38'" iiN 2. 



l830-!8il BEEU ET iMADLEU. 117 

et, au Hou de cela, llerschel, n'ayant t^gard qu'en passant à la correction qui pro- 
vient du changement do la longitude et ne faisant pas du tout attention aux autres, 
admet comme résultat final pour 1779 

24>»39«»22-,l. 

Il faut cependant encore avoir égard à une circonstance qui no peut gu(>re être 
soumise au calcul. Nous calculons la grandeur do la phase au moyen de Tangle 
que forment la Terre et le Soleil avec le centre de Mars, mais rexpérience nous 
apprend, dans Vénus et Mercure, que la largeur de la partie obscurcie se trouve 
être toujours un peu plus grande que le calcul ne le demande. En outre, avec un 
instrument d'une irradiation aussi forte qu'a dû l'être le télescope d'Herschel, le 
bord entièrement éclairé s'avancera beaucoup plus dans la partie obscurcie que 
le bord opposé; or, comme les 11 et 13 mai le disque complet a été aperçu, mais 
que les 17 et 19 juin il manquait déjà au bord oriental 28oir/ et 29'»22', il faut donc 
d'après toute vraisemblance augmenter la correction II et diminuer par consé- 
quent la période de rotation. 

Herschel, prenant pour base la période de 24i»39«22% 1, qu'il avait trouvée, 
admit qu'entre les jours suivants, où les mêmes taches furent aperçues, 

1777 avril 8 et 1779 juin G, il s'étai écoulé 768 rotations : 
1777 u 17 et 1779 » 15 » « 768 

1777 » 26 et 1779 » 19 » « 763 



d'où résulta alors la p<^riode 



24 ;î9 18,0i 
'24 30 î.l .04 



Moyenne 24''31)-2l',t.7. 

lOn augmentant les diviseurs d'une unité et en ayant égard aux corrections 
exigées, on obtient : 

24^37- 28»,;) 
24 38 22,3 
24 37 28.0 



Moyen ne 24"» 37» 20», 27 ; 

de sorte que la différence de 2 minutes qui se trouve entre le résultat d'Herschel 
et le nôtre se trouve réduite à 2 ^ secondes. 

11 est évident que, pour le résultat exact des observations, les deux diviseurs 
sont également ti peu près possibles et vraisemblables, tandis qu'une diminution 
du diviseur que nous avons appliqué dans la combinaison de 1830 et 1832 ferait 
supposer une erreur moyenne de l^'lô™ dans les intervalles observés en 1830, ce 
qui est inadmissible. 

n est bien loin de notre pensée de vouloir mettre en doute l'exactitude et le 
talent d'observation d'Herschel ; seulement les circonstances de beaucoup plus 
favorables qui ont accompagné nos observations en 1830, ainsi que la stricte 



118 LA PLANÈTE MARS. 

exactitude que nous avons mise dansée calcul, paraissent décider eu faveur de 
notre résultat qui, comme on le voit, peut être mis d'accord avec les observations 
dTIerschel. 

Nous adopterons cette correction, d'autant plus que les déterminations 
récentes les plus précises confirment la période de Bcer et Madler, la durée 
de rotation de Mars étant, sans aucun doute possible, de 24'*37"22%6. La 
période de Béer et Madler est, avons-nous dit, de24*'37'"23',7. Elle approchait 
donc de 1*, 1 de la précision absolue. 

Les observations qui précèdent ont été continuées par Màdler, à l'obser- 
vatoire de Dorpat, pendant Topposilion de 1841, et le résumé en a été publié 
dans le numéro 434 des As(ronomische Nachricliten, année 1842, accompagné 
d'une planche de 40 dessins. Il est assez difficile d'identifier ces dessins aux 
précédents. Nous avons choisi dans cette planche, pour être reproduits en 
fac-similés, une série de neuf croquis parmi les meilleurs et les plus voisins 
de ropposilion ; ce sont les fig. G, 7, 8, 14, 15, 16, 22, 23 et 24 de la planche 
que nous venons de citer; ils se rapportent aux dates suivantes (l'opposition 
a eu lieu le 1" avril : distance à la Terre ~ 0,591 ; diamètre = lô",!) : 

Fig, G ou i : !<''• avril, à minuit 8", temps moyen de Paris. 

Fig. 7 ou 2 à gauche : 5 avril, 9^ 13'», temps moyen de Paris. 

Fig. 8 ou 3 : Même jour, à 10^ 13'", temps moyen de Paris 

Fig. 14 ou !'• du 2« rang : 20 avril, à 9^ P2"«. 

Fig. 15 : Même jour, à 9*> 52"» 

Fig. 16 : 29 avril, à 8»» 50™. 

Fig. 22 ou l*<^ du 3** rang : 8 mai, à 8^ iP". 

Fig. 23: 9 mai, à 8»» 11"». 

I^ig. 24 ou dernière : Il mai, à 7^ r>4"». 

Ces observations complètent les précédentes sans y ajouter de nouveaux 
documents. 

Telles furent les recherches de l'astronome Madler, auquel s'était associé 
son ami Guillaume Béer (frère de Meyerbeer , passionné comme lui pour 
Pélude du ciel. Ces recherches sont les plus fécondes de toutes celles qui 
aient été faites jusqu'à leur époque, car elles inaugurent réellement la con- 
naissance de la géographie martienne, ou Varéographie. 

La durée de la rotation, déterminée avec une précision supérieure à toutes 
les évaluations précédentes et adoptée, est 24** 37" 23% 7. 

Les glaces polaires sont spécialement étudiées, ainsi que les saisons de 
chaque hémisphère. On sait désormais que l'hémisphère austral a des étés 



Iâ30-184] 



BEEH ET MADLEH. 



119 



plus chauds et des Jiivers plus froids quo riiémispliLTo Ijoi-i^hI, ;i cause de la 
plus grande excenlricité de la planète et de l'inclinaison de l'axe : les varia- 
lions dea glaces polaires australes sont plus grandes que celles des glaces 
polaires boréales, et elles correspondent aus saisons. L'hémisphère sud a 
(les étés courts et brûlants et des hivers longs et rigoureux; l'hémisphèro 
noi'd, au contraire, a des étés longs et tempérés et des hivers courts et doux. 



#@® 



### 



Fig, 7U, — DesBlDE Je Maru dJIs par Madl«r en \W. 

Les mesuros de distance des pôles de froid aux pôles géographiques ne 
concordent pas avec celles d'Herschel (l'oy. p. 97], quoiqu'il reste conslanl 
que les deux calottes polaires ne sonl pas diaméiralement opposées. Peut-être 
les pûles du froid ne sont-ils pas fixes. 

Les taches foncées de la planète ont une certaine fixité, une certaine per- 
manence. Cependant il y a des changements incontestables, Ce que noua 
avons pressenti depuis le commencement de cet ouvrage est confirmé. 

Comme stabilité, la tache a, prise pour origine des méridiens, paraît aux 
observateurs la plus sûre. Elle est la mieux marquée de la planète, la plus 
foncée. (C'est la baie du Méridien de notre carie. ) Si noslecteurs veulent bien 
remonter aux pages 30 et G9 de cet ouvrage, ils trouveront celle région à 
ili-oile de l'hémisphère renfermant la mer du Sablier et remarqueront que 



!Î0 LA PLANÈTE MARS. 

l'aspect n'est plus le môme que celui de la carte de Béer et Màdlor : le ruban 
ne se détache plus sur un fond clair et est moins étroit; il s'opère incontesta- 
blement là des variations d'aspects^ peut-être périodiques. 

Ce détroit d'Herschel II a paru stable aux auteurs, comme ayant été ob- 
servé aussi par Kunowsky en 1821 (voy. fig, 65). Ainsi l'arc serpentant ac et 
la tache a leur paraissent appartenir sûrement à la surface do la planète. La 
longue et large tache pm de leur carte est également considérée comme fixe 
(c'est la mer Maraldi). Du reste, malgré les incertitudes et la confusion do 
certaines images, ils écrivent en 1832 qu^aucune des taches bien visibles 
en 1830 n'a changé do position. En 1837, ils reconnaissent de nouveau avec 
certitude la mer Maraldi. Toutefois il n'y a pas moyen de se soustraire à 
l'impression de variations considérables, dans la teinte comme dans la forme 
et rétendue de ces taches sombres. Les auteurs seraient disposés à attribuer 
ces variations, du moins dans les latitudes élevées, aux effets de la foivte des 
neiges, le sol devenant marécageux et sombre aux endroits où les neiges 
sont fondues. 

L'atmosphère martienne doit également jouer un grand rôle dans ces va- 
riations d'aspects. Il semble bien que nous devions admettre sur Mars deux 
espèces de taches sombres, les unes dues à des mers, les autres à des brumes 
ou brouillards. Peut-être môme arriverons-nous à la déduction que Teau n'est 
pas dans le même état qu'ici, n'y forme pas, à proprement parler, des mers 
liquides, mais plutôt des nappes de brouillards très denses, visqueux, voisins 
de l'état liquide sans l'être tout à fait. Ces nappes aqueuses varieraient 
d'étendue et d'intensité suivant les conditions atmosphériques et suivant les 
saisons. 

On le voit, la connaissance de la planète avance graduellement, d'année 
en année, avec le progrès des observations. Nous pouvons affirmer dès 
maintenant ce qui n'était que probable précédemment : Stabilité^ mais va- 
riations. L'étude géographique de la planète Mars devient une étude de pré- 
cision; Mars est un globe géographique comme la Terre, non pas nuageux 
comme Jupiter et Saturne; il a sûrement des continents et des mers; mais 
ces mers ne ressemblent pas aux nôtres : elles subissent des variations énig- 
matiques qui feront l'objet des études futures de la Science. 

XXXVl. 1830. — Sir John IIerschel. 

Après avoir donné sur Mercure et Vénus l'opinion suivante [Outliiies oj 
Astronomy] : « La conséquence la plus naturelle à tirer de l'extrême ténuité 
des taches, qui ne sont même que passagères, c'est que nous ne voyons pas, 
comme dans la Lune, la surface réelle de ces planètes, mais seulement leurs 



mn 



JOHN HBRSCHBL. 



131 



atmosphères liés cliargées en nungea et qui peuvent, servira adoucir l'éclat 
d'ailleurs trbs intense de leur clarté », rillustre astronome iijoulo : 

« Le cas est très différent pour Mars. Dans celte pUnète, nous distinçuona 
avec une parfaite netteté les contours do ce que nous pouvons regarder comme 
lies continents et des mers (voyez ^3. 71 où Mars est représenté tel qu'il a été 
vu, le ]G août 1830, dans le réflecteur de 20 pieds de Slougli). Les continents 
se distinguent par cotte couleur rougeâtre qui caractéi-ise la lumière de celte 
planùle et qui annonce, à n'en pas douter, une teinte d'ocre dam le sol en 
général (comme les carrières de pierre à sablon rouge dans quelques lieux 
de la Terre peuvent en offrir l'image aux habitants de Mars); seulement le 
ton est plus prononcé; par un contraste qu'expliquent les lois générales de 
l'optique, Ips mers, comme nous pouvons les appeler, paraissent verdAtres. 




Ct'S taches cependant ne se voient pas toujours d'une manière également dis- 
tincte, quoique, quand on les voit, elles ofH-ent toujours la môme apparence, 
Cela peut venir de co que la planète n'esl pas entièrement dépourvue d'al- 
mosphère et de nuages; et ce qui donne beaucoup d'autorité à celte liypo- 
lliése, c'est la présence de lâches blanches et d'un vif éclat à ses pôles (dont 
une est représeulée dans notre dessin). On a soupçonné, avec beaucoup de 
probabilité, quo ce sont là des neiges : elles disparaissent lorsqu'elles ont été 
longtemps exposées au Soleil, et sont au plus haut degré de leur grandeur 
lorsqu'elles no font que sortir de la longue nuit do leur hiver polaire, s 

Eu 1838, le 2'2 juin, le D' Poarson avait observé sur le disque de Mars une 
tache sombre allongée verticalement, non loiu du bord gauche ou occi- 
dental, et, quatrejours après, il revoyait cette tache, non plus verticale, mais 
horizontale et allongée le long du bord supérieur. 11 eu écrivit à sir John 
Hcrschcl qui lui-même communiqua le fait à Smylh . Celui-ci en parle d;m3 
sou ouvrage Cycle of Celesiial abjects et en donne môme la figure. Il s'agissait 



122 LA PLANÈTE MARS. 

certainement là de deux taches différentes, car la planète ne tourne pas dans 
ce sens : nous ne sommes pas dans la direction du pôle. 

Nous retiendrons de sir John Herschel deux faits. Le premier, c'est que 
dès cette époque, 1830, l'opinion que les régions jaunes représentent des 
continents et les grises des mers devient à peu près générale; le second, c'est 
que le ton jaune des continents est celui de la surface du sol. Mais l'expli- 
cation du flls de William Herschel est soumise à caution. Pour Tadmettre, il 
faudrait supposer qu'il n'y ait aucun genre de végétation à la surface du sol 
de Mars. Une telle supposition n'est guère acceptable, puisqu'il y a comme 
ici de l'air, de l'eau et du soleil. Si la surface du sol est rougeâtre, cela ne 
proviendrait-il pas de ce qu'elle serait recouverte d'une végétation de cette 
nuance? Cette coloration n'est pas rouge d'ailleurs, c'est un jaune chaud 
que nous ne saurions plus exactement comparer qu'à celui des blés mûrs. 

XXXVII. 1830 à 1837. - Bessel /■, 

Le grand astronome-mathématicien Bessel a fait de 1830 à 1837 à l'obser- 
vatoire de Kœnigsberg une série d'observations de Mars qui n'avaient point 
pour objet sa constitution physique, mais seulement la mesure de son dia- 
mètre et de son aplatissement. Il trouva pour le diamètre, à la distance I 
(celle de la Terre au Soleil), 9'', 33. L'aplatissement polaire lui parut tout à 
fait insensible. 

Les mêmes mesures ont donné pour l'excentricité de la tache polaire au- 
strale 6° 36'. On se souvient que William Herschel avait trouvé en 1783, pour 
cette môme tache australe 8%8, Béer et Mudler 8°. 

OuDEMANs, de Leyde, a publié en 1852 une nouvelle réduction de ces 
mesures (^j. Il conclut pour le demi-diamètre 4",G64, ce qui, combiné avec 
la parallaxe solaire alors adoptée de 8", 571, donne 0,54 i pour le diamètre do 
Mars relativement à la Terre, et 0,161 pour le volume. 11 trouva par les 
mêmes observations de Bessel : 

Longitude céleste où pointe le pôle nord de Mars. 319* l' ^') 

ou ascension droite 317*34 

Latitude.. 61» 9 

ou déclinaison 50" 5 

(') Kœnifjsberu Ueobachtunfjcn, t. XXill, 1847. p. 94,95. 
[') Astronomische Nachrichlen, n" 838, 1852, p. 351. 
(') Nous avons vu que Herschel avait trouvé : 



Longitude 317» 






Longitude b9«42 

et Schrœter : 

Lonpfitudc . . 3 J2«»5ô' 

Latitude G0<» 33 



1831-1832 SIH JAMES SOUTH. 1^3 

XXXVIII. 1831-1833. — Sm James Soutii (M. 

I/aslronome anglais sir James South, auquel nous devons d'intéressantes 
mesures d'étoiles doubles, a présente à la Société royale de Londres, le 
10 juin 1831, puis le 13 décembre 1833, une série d'observations sui* l'atmo- 
sphère de Mars, montrant que cette atmosphère n'a pas Textension que lui 
avait fait supposer l'interprétation des observations de Toccultation do 
l'étoile ^ du Verseau par Mars, le 1" octobre 1673. 

Cassini avait observé à Briare ; « Le 1«^ octobre 1673, dit-il, à 2*'45'" du 
matin, Mars, vu par une lunette de 3 pieds, semblait toucher par son bord 
septentrional la ligne droite tirée par la première et par la seconde étoile 
do l'eau d'Aquarius marquée •]/, d'où il n'était éloigné que de 6 minutes. Cette 
étoile paraissait si diminuée et affiûblie de lumière qu'on ne la pouvait dis-» 
tinguer ni à la vue simple ni par une lunette un peu faible, d 

L'étoile ^ du Verseau est de 5° grandeur. Nous avons déjà parlé de cette 
observation p. 60 (en note). 

Celte même occultation fut observée à l'Observatoire de I^aris par Rœmer : 
il Les nuages ne permirent pas d'en voir la sortie, et Ton ne sait même pas 
si l'on aurait pu la voir immédiatement, car, trois quarts d'heure après, le 
ciel s'étant découvert, M. llœmer la chercha attentivement autour de Mars 
et il ne la trouva qu'après l'attention de deux minutes, quand elle était déjà 
éloignée du bord oriental de Mars de deux tiers de son diamètre. Il com- 
mença de la voir sans difficulté quand elle était éloignée de Mars des trois 
quarts de son diamètre ». [Mém, de VAcad,, t. VII, p. 359). 

Voilà donc une étoile de 5** grandeur qui aurait subi à la distance do 
six minutes l'influence de la planète. « Cette difficulté de voir celte étoile do 
ia 5** grandeur très proche de Mars est considérable, d'autant qu'il n'y 
a point de difficultés à voir des étoiles de la môme grandeur au bord do 
la Lune. Ce qui pourrait faire juger que Mars est environné de quelque 
atmosphère. » 

Sir James South remarque d'abord que William Ilerschel a fait une obser- 
vation contraire le 27 octobre 1783, puisqu'il a pu suivre une étoile do 
13^ à li'' grandeur à la distance de 2' 56'' de la planète : « Not otherwise 
affected by the approach of Mars than what the brightness of its superior 
light might account for. >. Nous avons signalé cette observation. 

« Le 19 février 1823, dit sir James South, j'ai observé à Londres, à Blackman- 
slrect, une étoile de 9® à 10'* grandeur qui n'a pas subi de diminution d'éclat 
à r43" du Ijord de la planète. 

(') On ilic extensice atmosphère of Mars. Philosophical Transactions, 1831, p. 417, 
^ id. 1833, p. 13. 



124 LA PLANÈTE MAIIS. 

« La nuit suivante, continue-t-il, Tétoilc 42 du Lion, de G*' grandeur, s'est 
approchée de Mars ; à 4'* du malin, elle était tout proche et présentait une 
belle couleur bleue. Elle a été occultée. Je n*ai pas pu saisir le moment 
précis de roccultation, mais à Témersion j'ai revu Tôtoile à environ une 
minute et demie du bord; elle était nette, indigo bleu, ce qui faisait un 
contraste exquis avec la couleur de Mars. La planète n'était qu'à 47 heures 
de son opposition, et son diamètre était de 16'', 6. » 

Le 17 mars 1831, le môme astronome fît encore une observation analogue 
à propos de Toccultation de l'étoile 37 du Taureau par Mars. L'étoile ne subit 
aucune diminution d'éclat ni de couleur. Il n'y avait pas de contraste de 
couleur comme dans le cas de 42 du Lion. L'étoile 37 du Taureau a à peu près 
la couleur de Mars. 

Le 28 novembre 1832, sir James South fit encore une observation analogue 
Une étoile de C* à 7* grandeur précédait Mars au Sud. Elle offrait une belle 
couleur bleue, en contraste frappant avec celle de la planète. L'objectif de 
Téquatorial mesurait 11,85 pouces anglais et supportait bien un grossisse- 
ment de 520 fois. On suivit Tétoile [JR — 3»'29'"19», (D -h 20*^22') jusqu'au 
bord de la planète : il n'y a pas eu l'ombre d'un changement optique dans 
l'éclat de l'étoile, pas plus que dans sa couleur, ni à l'immersion ni à l'cmer- 
sion. 

La planète avait passé son opposition depuis 9 jours. 

L'auteur conclut que l'ancienne hypothèse d'une atmosphère considérable 
est insoutenable. C'est aussi ce que Flaugergues avait conclu en 1796 d'une 
observation analogue [voy. p. 84, en note). 



XXXIX. 1837-1839. —J.-G. Galle. 

Cet astronome a fait en 1837 et 1839, à l'aide du réfracteur de 9 pouces de 
l'observatoire de Berlin, une série d'observations et de dessins fort remar- 
quables. Di.x-huit de ces dessins ont été reproduits par M. Lôhse dans le 
tome I des publications de VAstrophtjsikaL Observatorhnn zu Postdam (1878). 

Parmi ces croquis nous reproduisons, entre autres, les suivants : 

Fig. 72 A : 12 mars 1837, à 10^37'". 

Fig. 72 B : 12 mars 1839, à 10*» 0™. — Dans cesdeux vues, on remarque, en bas, la 
tache polaire boréale, très petite dans le deuxième dessin. Ce dessin de 1839 
offre une ressemblance remarquable avec celui de Kunowsky, du 15 mars 1822 : 
la tache supérieure représente le détroit d'Herschel II et la baie du Méridien. 

Fig. 73 C : 12 mars, à lli'SO™. 



1837-1839 J.-G. GALLE. 125 

Fiij. D : 13 mars, aB''!!'". 

l-'i'j. E ,■ Il m^irs 1839, i HJi-Oi". — Cotte sorte de tête de canard représenle 




également la Laie du Môridieii. Heiiiarquer cet aapact [ourcUu, 
ruviendi'oiis plus tard. 




Fi'j. V : 30 mar3, — La tache noire a est passée 4 iO^'iO"' au mdridien cculral 
Celte figure a été prise {x 0<> 40», et la suivante (G) ù lli> 10">. 
Fi'j- 11 ; 31 mai, à 11'' 30'". —Ou distingue les dcii:t taches imlaircâ. qui do sont 




Fiy-r 



[larGallu, 



pas à. i'extrémitd d'uu même diamètre. On remarque eu a uac échaucrure assez 
singulière. (Nous avons déjà vu udo observatiou analogue dans Sclirœler. i 

FiQ. I : l"' juin, à 11'' 15". — La traînée sombre, qui descend d'un pùle & l'autra, 
parait correspondre A la mer du Sablier, qui est encore mieux reconnaissoblc sue 
les croquis II, U, E et H. 

Fin. J : 1 j"i». l'i U''22'». 

Ces desaina de Galle signifleul également : slabUilL viaù variations de ions. 



i26 LA PLANÈTE MARS. 

« 

XL. 1839. — Napoléon III. 

Nous avons découvert cette observation dans un ouvrage où nous ne l'au- 
rions certainement pas cherchée (*), et nous la signalons plutôt pour sa 
curiosité que pour son importance. 

Au mois de juin 1839, le prince Louis-Napoléon et M. d'Abbadie, aujour- 
d'hui membre de Tlnstitut et du Bureau des Longitudes, qui l'accompagnait, 
étant en visite à Tobservatoire de sir James South, à Londres, observèrent 
Mars et remarquèrent surtout la calotte polaire supérieure, alors très accen- 
tuée. M. d'Abbadie en fît un petit croquis qu'il serait superflu de reproduire, et 
Louis-Napoléon Bonaparte en écrivit une courte description qu'il signa Napo-» 
léon m (en 1839). La planète offrait une phase marquée. La tache polaire 
était si brillante qu'elle allongeait le disque de Mars en forme de pointe et 
lui donnait l'aspect d'une poire. 

C'était sans doute une semaine ou deux après le dernier dessin qui précède. 

XLI. 1843 à 1873. — Julius Schmidt. 

Le savant Directeur de Tobservatoire d'Athènes a fourni une des collections 
les plus nombreuses d'observations de Mars, faites en 1843, 1815, 1846, 1847. 
1854, 1856, 1860, 1862, 1864, 1866, 1867, 1869, 1871 et 1873. Mais cette belle 
série n'a pas été publiée, et nous ne la connaissons que par les relations qu'en 
a données M. Terby. Les dessins de Schmidt s'élèvent à 107. Les observa- 
tions ont été faites successivement à Hambourg, en 1843, avec un grossisse- 
ment de 90 fois; à Bilk, près .Dusseldorf, en 1845; à Bonn, en 1846 et 
en 1847, avec un réfracteur de 5 pieds et un héliomètre; à Olmûlz en 1854 et 
en 1856, avec un réfracteur de 5 pieds, et enfin à Athènes, de 1860 à 1873, 
avec le réfracteur de 6 pieds et un grossissement de 550 fois. On y reconnaît 
avec une grande évidence, dans la plupart des cas, les principales configu- 
rations géographiques de la planète» 

Les quatre dessins ci-dessous, reproduits d'après M. Terby, donnent une idée 
des observations de Julius 8chmidt. En voici les dates; nous les publions dès ici 
quoiqu'ils anticipent un peu sur notre ordre chronologique. 

Fig, A. 26 septembre 1862, à 8»>36'" (heure d'Athènes). 

Fig. B. It^^"- octobre 18G2, à 7»>28'". id. 

Fig. C. 16 mai 1873, à8i»15«'. id. 

Fig. D. 23 mai 1873, à 7i' il™. id. 

La fig, A permet de reconnaître la mer du Sablier. Au-dessus, comme une île 
très vaste, la terre de Lockyer, et, plus haut, la tache polaire australe, bien détachée 

(') Révolutions de la Mer^ par Adhémar. 'i" édition, p. 24*2. Paris, 1860. 



IMÔ-18M JULtDS SCUSIinT, MlTCIfRL, WARUEN DE L\ RUE. lîT 

(]u boril. Le resLe est moins sur. La ftg. D, qui contient la mer Moroldi, montre 
au-dessous d'elJe une baiido sombre que Qous ne reconnaissons pas. La fig. C rap- 
pelle la fi'j. 7 de Mndler en i8H, mais n'est d'idcntili cation sûre pour aucune de 





- tStnal 1873, i SMS 
Kilt- Tj. — Dossius 



rs, i.iirJuli 






I ses taches. La fig. D paraît représenter la mer Flammarion et la mer llooke 
>! Réparées par un isthme. 

i| Ces obaerValions militent ilsaloinuuL eu faveur de variaiions nolablcs dans 

i' les aspects de Mara, 

I 

^^^■bndc les connaissances astronomiques et que se développe le goût des ob- 
^^soi-vations. Il serait mutile, pour notre étude de la planète, d'exposer ici tous 

les travaux, qui souvent se répètent ou n'upporlenl aucun élément nouveau 

a la question. Nous n'en omettrons pourtant aucim d'intéressant et nous don- 

noi'OQS toujours en détait les plus importants. 
Eu ISiô, Mitclicl a fait plusieurs observations de celle planète, au grand 

cquatoriai de Gincinnalti, a'appliqiianl surtout aux neiges polaires : il crul 



XLII. \Siti à 1856. — Mitciiel, Gbast, Wahiien de L-*. Hur, 
J.\cOH, BnoDiK, Webii. 
>s observations de Mars se multiplient à mesure cjue s'étendent dans >lc 




128 



LA PLANÈTE MARS. 



icmarquer un poiot noir dans la tache polaire, le 12 juillel 1845, el des mou- 
vemenls aux bords de ces neiges. Grant a présenté à la SocîêLé royale astrono- 
mique de Londres deux croiims pris en octobre 1847 et en mars 185-1 
{Mont/Uy Polices, 1854, p. 165). Le premier montre la lacbe polaire australe 
et le second la boréale. L'auteur est James William Grant (qu'il ne faut paa 
confondre avec Robert Grant, auteur de VHlsloi-y o/ physical AUronoinij, 
London, 1653). Jacob a fait, en mars 1851, deux dessins sur lesquels on 
reconnaît les principales laclios. En 1856, Warren de la Uuc, flrodie et 
Webb en ont obtenu de plus importants. 

Daus toute cette série, co. sont certainement les dessins de Wari-en de la 
Hue qui méritent la plus haute attention, et parmi ces dessins, il en est doux. 




du 20 avril !H5lj,à9''4U'°et ù 11 ''45"', qui sont particulièrement remarquables. 
Nous les reproduisons ici. Le premier (/ig. lH) montre bien clairement la 
mer du Sablier, assez étroite. Dans le second {fi'j. 77), fait deus lieures plus 
tard, cette mer arrive au bord occidental ou gauche du disque el le détroit 
d'Herscbcl II occupe la partie supérieure de la figure- 
La baie du Méridien se présente vers ladi'oite, comme une langue [lointuc. 
Les lacbes polaires sont bieu évidentes aux deux pôles. Elles n'appai- 
liennent pas à un même diamètre. Ces deux dessins sont peut-ûlre les meil- 
leurs que nous ayous eu sous les yeux depuis les premières pages de cet 
ouvrage. Ils out été obtenus à l'aide d'un excellent télescope newtonien do 
13 pouces anglais, ou 0'",33 de diamètre, monté en êquatorial, 



1856 WARllEN DE LA RUE, BRODIE, ETC. MO 

Nous pouvons adjoindre à C63 vues deux croquis de ]a plauète pris à peu 
prés à la même date, au milieu d'avril 1856 : le premier, a3sezdétaillé,dan3la 




Boirée du 18, par Fr. Brodîe; le second, simple esquisse, pris v vers le 15 b par 
le pasteur Webb. Voici ces deux observatious (.VonlA/y Notices, XSÏ, 204 et 188) : 




Pig. 7S. — Dessin de la pianote Mnra, 1g avril IH16, par Fr. Brodle. 

•« 18 avril, 10'' 10" de temps sidéral. Mars près delà Luoe, très bonne 
FLAUiijLmos. — Maru. 8 



130 LA PLANETE MARS. 

image, objectif de 6 pouces J, grossissemenls de 396 et 578. Les pûles sont 
resplendissants de blancheur, surtout le pôle sud. On remarque aussi deux 
autres rcgions plus blanches, en AB et en CD ». 

2" Le croquis de Webb, quoique moins détaillé, indique cependant mieux 
que le précédent, ces quatre régions blanches (les deux pôles et les deus 




Flg. 79. — Croquis de la pis aùte Mars, parT. W. Webb, vers le 15 avril 1856. 



points AB et CD, de sorte que Mars paraît presque de forme équilatérale. — 
Cette esquisse ressemble d'une manière remarquable à celle qui, dans les ob- 
servations de Cassini publiées par le Journal des Savants, porte la lettre A 
[voy. p. 19) el qui est aussi .la première en tète du mémoire de Cassini 
[p. 20). — Le laborieux Webb a fait un grand nombre d'autres dessins. Nous 
y reviendrons à propos de son ouvrage d'Astronomie pratique. 

Une étude physique de la planète a élé publiée par Taylor dans le Madras 
Speciator du 26 août 1845, observations faites avec un télescope d'Herschel. 
Gruithuisen en parle dans son Asironomische Jahrbueh fur 1848, La planète 
avait une large bande équatoriale et était, à l'exception de cette bande, très 
lumineuse. Son aspect rappelait celui de Jupiter. 

XLIII. 1845-1875. — Main, 

M. Main a fait, tant à l'observatoire de Greenwich qu'à celui [d'Oxford, un 
certain nombre d'observations de la planète Mars, principalement au point 
de vue de la mesure du diamètre. En 1845, il a fait quelques observations de 
la surface ['). Le 22 août, à Il^SO™, à l'époque de l'opposition, il examina la 
surface, en compagnie de l'astronome royal (M. Airy). 

Vers 10° h l'ouest du Nord apparent, sur le bord de la planète, on voyait un cap 
blanc qui formait un contraste frappant avec là zone sombre qui était immédiate- 
ment au-dessous. Un peu au-de.ssous de cette bande foncée, on en remarquait une 
plus claire. La tache sombre la plus apparenfe du disque se voyait à gauche de 
la grande masse foncée qui occupait une partie considérable de la surface supé- 
rieure, et il y avait aussi une autre laclic sombre à droite. 

(') Exiiminalion of lliesurfaco uf llw iitanet Mars witk ihe télescope o/ Ihe South- 
Easl equatorial. Hoyal Ubservalory. Greenwich, 18(5, p, 17!. 



1853 ARAGO. 131 

Les meilleures descriptions ne valent pas le plus simple dessin. 

29 août, 11^. L'aspect de la planète est entièrement changé, à Texception du 
cap polaire. La coloration était d'un beau rouge de terre « rich red earth ». Les 
taches sombres avaient une très légère teinte bleue. 

Le môme astronome a fait d'autres observations à Tobservatoire d'Ox- 
ford ('). Il a surtout pris des mesures de Taplatissement polaire et du dia- 
mètre. Les voici ; 



Aplatissement : 




9', 84 ^ 


1871 


9^,377 Jj 


1875 


9'* 38 T*ï 





1855 9',84 ^ 1871 9',25 

1862 9^,377 Jj i875 9^,185 

1864 



Aplatissement : 
1 

71 

1 
36 



XLIV. 1856. — WiNNECKE. 

Le but de ce travail étant Tétude de la constitution physique de la pla- 
nète, nous n'avons pas donné ici les observations et calculs relatifs aux élé- 
ments de l'orbite, à la parallaxe, à la masse et au diamètre. Cependant, pour 
ce dernier point, nous avons signalé les mesures les plus importantes, telles 
que celles d'Herschel, Schrœter, Arago, Bessel. Nous signalerons aussi les 
mesures faites par Winnecke, en 1856, à l'observatoire de Bonn (2). Il trouve 
pour le diamètre, à la distance I, 9'',2i3. Aucune trace d'aplatissement, au 
contraire, car il obtient pour le diamètre polaire 9*', 227 et pour le diamètre 
équatorial, 9^186. 

XLV. 1853. — Arago (»). 

Nous avons déjà signalé et résumé le mémoire d' Arago sur Mars ainsi que 
ses observations (p. 90-93). Dans le Livre XXIV de son Astronomie populaire , 
dictée la dernière année de sa vie, lorsque sa vue, fatiguée par tant de travaux, 
était déjà en partie perdue, il s'est occupé en outre des saisons de Mars, de 
sa couleur et de son atmosphère. 

Les saisons sont adoptées telles que nous les avons vues exposées par Béer 
et Mâdler. 

Il est uu point intéressant, relatif à Texcentricité de l'orbite, que nous 
aurons lieu d'examiner plus loin, et sur lequel Arago s'exprime dans les 
termes suivants : 

(•) Memoirs of Ihe Royal Aslr. Society, t. XXV, p.48; /d., t.XXXll, p. 112; Rad- 
cliffe Observatory Results, t. XXII, XXXI et XXXIII. 

(•) Astronomische Nachrichten, n* 1135, 1858, p. 97. 

(») Astronomie populairCt œuvre posthume, publiée en 1854-1857. Arago est mort le 
3 octobre 1853. 



132 LA PLx\NÊTE MARS. 

MM. Madler et Beer ont suivi, jusque dans les dernières conséquences suscep- 
tibles d'être vérifiées par nos instruments, l'explication qu'on a donnée des 
taches polaires brillantes do Mars en les assimilant à de la neige. 

Sur les 668 jours | dont se compose une année solaire de Mars, ces astronomes 
trouvent que les saisons estivales de l'hémisphère boréal de la planète ren- 
ferment en nombres [ronds 372 jours et que les saisons hivernales contiennent 
296 jours {voyez p. 115). 

Ces mêmes résultats s'appliquent aux saisons de l'hémisphère sud, en rempla- 
çant seulement le mot estivales par le mot hivernales et réciproquement. 

Cette inégale durée entre les saisons froides et les saisons chaudes n'empêche 
pas les deux hémisphères de pouvoir jouir de la même température moyenne. 

Quant aux extrêmes de ces températures, ils peuvent être très dissemblables si 
l'on compare un hémisphère à Thémisphère opposé. 

Ainsi, au solstice d'été de l'hémisphère sud de Mars, cette planète est actuelle- 
ment à sa moindre distance au Soleil et par conséquent reçoit alors de cet astre 
le maximum de chaleur qu'il puisse jamais lui communiquer. Cette chaleur sera 
à son minimum au solstice d'hiver. 

Il résulte de là que si la matière qui produit la tache blanche du pôle austral 
de Mars jouit des propriétés analogues à celles de nos neiges, cette tache doit 
varier considérablement plus que la tache blanche du pôle boréal. 

Nous parlerons plus loin du théorème en vertu duquel la quantité totale 
de la chaleur solaire reçue de l'équinoxe de printemps à l'équinoxe d'au- 
tomne est identiquement la môme que celle qui est reçue de Téquinoxe 
d'automne à l'équinoxe de printemps, la durée de l'exposition au Soleil 
compensant exactement la difTcrence des distances. Mais si la quantité totale 
de chaleur reçue est la même, il n'en est pas moins vrai que Thémisphère 
qui est exposé au Soleil au solstice périhélique reçoit à ce moment-là plus 
de chaleur que, Fautre n'en reçoit au solstice aphélique, et que, par consé- 
quent, son été est plus chaud. La neige polaire doit donc y être plus 
réduite. 

On pourrait imaginer une orbite assez allongée et une inclinaison de Taxe 
telle que la neige ne fondrait jamais aux environs d'un pôle qui aurait son 
hiver au périhélie et son été à l'aphélie. 

A propos de la coloration de la planète et de ratmosphère,Arago s'exprime 
comme il suit : 

Quelques astronomes, physiciens et géologues ont parlé à cette occasion de 
terrains ocreux, de grès rouges, sur lesquels la lumière solaire serait réfléchie. 
Lambert, pour expliquer le même phénomène» supposait que dans cette planète 
tous les produits de la végétation sont rouges; d'autres, se rappelant qu'au soleil 
levant ou au soleil couchant les objets terrestres sont quelquefois rougeâtres, 



1S53 



ARAGO. 



133 



ont voulu voir dans ia coloration de Mars le rtîsultat des modifications imprimées 
aus rayons de lumière par l'atmosphère dont la planète serait entourée. 

Mais cette explication ne saurait être admise. En la supposant exacte, c'est sur 
les bords et dans les régions polaires que la coloration devrait atteindre son 
maximum, et c'est précisément le contraire qu'on observe. 

On a remarqué que la couleur rouge de Mars paraît beaucoup plus intense à 
l'œil nu que ilans une lunette; en interrogeant mes souvenirs, il me semble 
qu'avec des lunettes la teinto s'affaiblit notablement quand le grossissement 
s'accroit. 

Les taches permanentes de Mars ne sont jamais visibles jusqu'au bord de la 
planète. Ce bord paraît lumineux. Ces deux faits ont conduit à la conséquence 
que Mars est entouré d'une atmosphère. La prédominance d'éclat du bord oriental 
et du bord occidental a paru telle ii quelques observateurs, qu'ils ont comparé 
ces deux bords h deux ménisques étroits et resplendissants entre lesquels serait 
enfermé le reste du disque comparativement obscur. 

Quelques observateurs ont remarqué que les taches sombres présentent une 
légère teinte verdAtre, mais cette couleur n'a rien de réei. Elle est un phénomène 
de contraste, ainsi que cela se voit toutes les fois qu'uu objet blanc et Taible est 
placé a, cAté d'un autre objet fortement éclairé en rouge. 

La disposition de taches permanentes de Mars près des hords do sou disquo, 
conaidérée comme un effet et comme une preuve de l'eiistence d'une atmosphère 
dont la planète serait entourée, mérite d'être développée Ici. 

Sans entrer dans le détail des principes de Photométrie qui pourraient trouver 
une application dans l'examen actuel, nous pouvons reganler comme un résultat 
d'observation que, lorsque la lumière solaire éclaire librement la partie matérielle 
d'un corps sphériquo et raboteux, le bord et le centre de son disque apparent, vus 
de loin, ont h peu près la même intensité. Ce fait, nous le tirons de l'observation 
de la Lune dans son plein. 

L'égalité en question n'aurait plus lieu si les rayons qui vont éclairer les bords 
et le centre de l'astre n'avaient pas le môme éclat. 

Les rayons solaires qui illuminent les hords de l'astre sont-ils plus faibles que 
les rayons qui frappent le centre, les bords paraîtront moins éclairés que la 
centre. 

Or, si Mars est entouré d'une atmosphère imparfoitement diapliaue, les rayons 
qui vont atteindre le bord de la planète doivent Mto plus faibles que les rayons 
aboutissant au centre, puisqu'ils ont eu à traverser une plus grande étendue de 
couches atmosphériques; donc, par cette raison et même sans tenir compte de 
rofTaiblissemcDt que la lumière éprouve en traversant une seconde fois les deux 
régions atmosphériques dont il vient d'être question, la partie solide ou liquide 
des régions voisines du bord doit être plus sombre que la partie solide ou liquide 
des régions centrales. 

Il est une seconde cause qui, sans changer le résultat, peut en modifier nota- 
blement les conséquences optiques. En effet, dans la direction de chaque point 



134 LA PLAN'ÈTE MARS. 

matériel de la planète, on doit voir à la fois la lumière renvoyée par ce point et 
celle qui nous est réfléchie dans la même direction par les parties correspon- 
dantes et interposées de l'atmosphère planétaire. Cette seconde lumière est évi- 
demment d'autant plus intense que l'atmosphère a plus de profondeur ; on conçoit 
que, près du bord, la lumière atmosphérique, en s'ajoutant par portions égales à 
la lumière d'une tache et à celle des portions voisines plus éclatantes, les rend 
à peu près égales, d'après ce principe que deux lumières paraissent avoir le même 
éclat lorsque leur différence n*est que de ^, 

Supposons, par exemple, qu'une tache et la portion avoisinante aient entre elles 
des intensités représentées par 30 et 31 ; supposons qu'on ajoute à chacune des 
deux parties des lumières représentées par 30, les intensités définitives devien- 
dront 60 et 61. Avant l'addition, la tache était très différente des parties qui l'en- 
tourent; après, la difiFérence est insensible. 

Des considérations de ce même genre, combinées avec quelques mesures 
photométriques des parties obscures et des parties lumineuses faites près du 
centre et à différentes distances du bord, conduiront à des conséquences qui 
semblent devoir nous rester à jamais cachées sur les propriétés optiques de 
l'atmosphère de Mars. 

Nous n'ajouterons qu'une réflexion aux considérations d'Arago, c'est que 
les bords du disque de Mars étant réellement plus blancs que la région inté- 
rieure et les taches étant effacées sous cette clarté, nous devons en conclure 
que V atmosphère de Mars est assez profonde^ absorbe et réfléchit une partie notable 
de la lumière solaire qui lui arrive. Toutefois, elle est incontestablement plus 
transparente que celle de la Terre, et, de plus, moins souvent chargée do 
nuages. 

Arago a mesuré l'intensité de la lumière réfléchie par les caps polaires et 
Ta trouvée double de celle que renvoient les bords du disque. 

XLVI. 1858. — Le P. A. Segghi (*). 

La planète devant arriver dans le cours de Tannée 1860 en l'une de ses 
positions les plus favorables, le savant Directeur de l'observatoire du Collège 
romain voulut se préparer dès l'opposition précédente de 1858 à toutes les 
observations qu'il serait intéressant de faire, tant pour l'étude de la con- 
stitution physique de Mars que pour la détermination de la parallaxe solaire. 
Il prit pour collaborateur dans cette étude son collègue le P. Cappelletti, et 
les deux astronomes réussirent à faire un grand nombre de dessins excellents. 

L'instrument employé a été Texcellent équatorial de l'observatoire, de 

(•) Oaservazioni di Marte, faite durante l'oppoaizione del 1858. Memorie dell' 
Osservatorio del Collegio romane. Roma, 1859. 



1858 LE P. A. SECCHl. 135 

9 pouœs ou 0",244 d'ouverture libre et de 4", 328 de distance focale, muni de 
grossissements de 300 et iOO fois. 

Les heures les meilleures pour l'observation do Mars à Rome ont été celles 
du coucher du soleil jusqu'à deux ou trois heures après, et seulement dans 
les journées de beau temps fixe. 

On observa sur la planète des taches de colorations très variées, rousses, 
bleues, jaunes et môme, peut-être par contraste, verdâtres. Les dessins, avoue 
Secchi, ne peuvent pas donner une idée de ces teintes. La gravure sur cuivre 
ne peut les reproduire, et même les essais tentés en chromolithographie ne 
sont pas satisfaisants. Le pastel seul a réussi, et quarante dessins de ce 
genre sont conservés à l'observatoire du Collège romain (*). On a remarqué 
que Mars paraissait moins rouge à Tœil nu lorsque, dans la lunette, on ne 
lui voyait aucune tache azurée notable. Cette remarque peut apporter quelque 
lumière sur l'origine de la variabilité des astres. 

Le meilleur moyen de juger de la forme des taches observées n'est peut- 
être pas de les décrire, mais plutôt de les examiner directement sur les dessins. 
Les plus caractéristiques sont ceux des 13, 14, 15 et 16 juin, qui montrent 
une grande tache azurée, de la forme d'un triangle et que les observateurs 
désignent dans leur journal sous le nom de Scorpion. Elle rappelle en effet, 
la forme de cet animal et de cette constellation. Le P. Secchi l'appelle aussi 
canal Atlantique. Cette tache caractéristique n'est autre que notre fameuse 
mer du Sablier avec laquelle nous avons fait depuis longtemps connaissance. 
Mais traduisons ici littéralement les descriptions de l'auteur. 

Ce canal Atlantique est vaste. Un autre canal (*), petit, et qui réunit entre 
elles deux taches plus larges, se voit sur les dessins des 3, 4, 5 et 7 juin : nous 
l'avons surnommé Visthme. (Cet isthme, situé vers HO® à droite de la mer pré- 
cédente, nous paraît être la mer étroite à laquelle nous avons donné le nom de 
Manche sur notre carte, au-dessous de la baie Christie, et que M. Schiaparelli 
appelle le Gange. Les trois baies doivent être: 1*> la baie du Méridien; 2« la baie 
Burton ou bouche de Tlndus; 3° Terabouchure de la Manche. 

Ces deux canaux, dit le P. Secchi, entourent une espèce de continent rougeâtre ; 
les deux canaux et le continent occupent environ loO» de longitude aréographique 
le reste est couvert de taches indécises, très difficiles à reconnaître et h dessiner. 

Les taches polaires sont environnées de contours cendrés et mal définis; mais, 
entre le continent rougeâtre et la tache polaire supérieure, on voit une autre tache 
très blanche que Ton pourrait facilement confondre avec la calotte polaire. L'éclat 

(M Je les ai eus sous les yeux lors de mon séjour à Rome, en 1872. 

(') Cette désig^nation de canal qui revient dans toutes les descriptions de l'auteur 
nous parait on ne peut plus mal choisie. La mer du Sablier, par exemple, ne corres- 
pond pas du tout à une désignation de ce genre. 



136 LA PLANÈTE MARS. 

de ces régions est si vif que par irradiation elles paraissent sortir du bord de la 
planète et cette illusion tend à exagérer le diamètre polaire. 

Les dessins des hémisphères polaires faits par le P. Secchi ne s'accordent 
ni avec ceux de Béer et Mâdler, ni avec ceux que nous aurons à étudier plus 
loin. 

Parmi les nombreuses questions que suggère l'étude de la constitution phy- 
sique de la planète, ajoute l'astronome romain, il ne semble pas que l'heure d'en 
donner la solution soit arrivée. On ne saurait, par exemple, décider si les taches 
bleues sont telles seulement par contraste ou en réalité. J'incline à croire que la 
coloration est réelle parce que j'ai pu observer de petites portions séparément 
au moyen d'un minuscule diaphragme; cependant une observation faite de jour 
me les a montrées presque noires. L'autre question serait de décider si les régions 
obscures représentent de l'eau, les rougeâtres des continents, et les blanches des 
nuages, et il est également difficile d'y répondre : il faudrait d'abord reconnaître 
si ces taches sont permanentes ou variables. Si les taches blanches changent de 
formes, on pourrait les considérer comme des nuages; sinon, on pourrait voir en 
elles des glaces ou des continents. 

En fayeur de l'opinion que les régions blanches sont des nuages, semble militer 
le fait que nous voyons quelquefois la grande tache du canal Atlantique comme 
couverte de cirri, tandis qu'en d'autres circonstances ce fait ne s'est pas présenté. 
Il faudra voir si ces aspects se reproduiront. 

Les régions rougeâtres comme les bleuâtres semblent trop permanentes pour 
que l'on puisse douter de leur nature : il est probable que les premières sont 
solides et les secondes liquides. Le ton des premières n'est pas uniforme, mais 
marqueté « screziato» et comme rempli d'un pointillage sur la nature duquel nous 
n'avons aucune idée. 

La comparaison de nos dessins avec ceux obtenus par Mddler, de 1830 à 1837, 
semble prouver l'existence de changements très notables. Toutefois, si nous réflé- 
chissons à l'influence que peuvent exercer dans cet ordre d'observation la force 
des instruments et la qualité de l'atmosphère, nous devons suspendre notre juge- 
ment. Nous avons notamment été très surpris de ne pas retrouver la curieuse 
tache en forme de boule suspendue à un fil qui était alors si caractéristique, et il 
y a là une grande probabilité de changement; mais peut-être était-ce la tache 
inférieure de notre isthme. Le grand canal, aujourd'hui si marqué et si fort, était-il 
invisible à cette époque ? Mais n'était-ce pas la grande tache marquée pn dans les 
dessins de cette époque? Des recherches ultérieures résoudront ces énigmes (*). 

Mars paraît certainement avoir une atmosphère. La clarté de son disque est 
beaucoup plus faible vers les bords qu'au centre; de plus, la netteté des contours 
des configurations s'efi'ace dans le voisinage des bords, ce qui semble démontrer 
qu'il y a là une atmosphère, mais très faible, et certainement beaucoup moins 

(') Nous pouvons affirmer aujourd'hui que ces changements sont certains. 



LE P. A. SECCHI. 



137 



dense que celle de Jupiter et probablement même que celle de la Terre: mérite de 
frapper l'attention la tache ovale claire que l'on voit dans le dessin du 9 juin, 
ainsi que dans ceux du 10, du 11, du 13. du 14 et du 15, bien séparée de sa voisine 
de gauche. Mais dans le dessin du 8 juin elle lui est réunie. Cette réunion n'a pu 
être qu'apparente et produite par la nuance apportée sur sa division par l'atmo- 
sphère de la planète ('|. 

Il résulte aussi des observations que l'axe de rotation n'est certainement pas 
concentrique avoc les taches polaires. Celte conclusion avait déjà été entrevue 
par Béer et Mîidler qui pourtant ne la considéraient pas comme certaine. {L'autour 
aurait pu dire par Herschel, et démontrée par lui. Voir plus haut, p. 56-53 et 97). 

Le P. Secchi s'est également occupé de la rotation de la planète. En com- 
binant une observation faite par lui le 25 avril 1856, à 1 1''20" du soir, avec 
une observation identique du 24 Juillet 1858, à 8''20°', il trouve 24''37"35'. 

Voici quelques extraits du registre d'observations : 



1858,7 mai. 11^, temps moyen de Rome. Mars présente, au milieu de son disque, 
une grande tache triangulaire de couleur bleue et, au-dessous, une tache rou- 
geâtre. L'atmosphère est mauvaise, et il n'est pas possible de faire de bonnes 
observations. Cette tache doit être le canal A tlantique, dénomination donnée par 
brièveté ii cette grande tache bleue qui parait jouer le rôle de l'Atlantique qui, sur 
la Terre, sépare le nouveau continent de l'ancien. 

IG mai. Le disque se montre parsemé d'un pointillagc roux. 

3 juin, 9*'45", Uonne atmosphère. On voit bien Visthme. La calotte polaire su- 
périeure est bien dédnie, mais l'inférieure est îadt^cise. On voit bien un canal 
mince que nous appellerons l'isthme tpg. 80, A). 

4 juin, 9*" 30". Vue analogue à celle d'hier {fîrj. 80, B). 

5 juin, S^'ifi. Id. Visthme est plus avancé, et il en est de mâmo de la tache 
claire de gauche [fîg. 80, C). 

7 juin, lO"". Entre l'isthme et le canal Atlantique, est un grand continent rou- 
geâtre {fig- 80, D). 

8 juin, 9'' 10", et 9 juin, O'^lj". Observation de ce continent rougcâtrc. On voit 
dans sa partie inférieure une espèce de promontoire se dirigeant vers la tacbe 
polaire intérieure {fig. 81, A, G]. 

10 juin, 9''0'°. L'aspect inférieur de la Bgure doit particulièrement attirer l'at- 
tention parce qu'entre la tache polaire et le continent rouge, s'étend une région 
de couleur claire {fifj. SI, C]. 

11 juin, Oi'jlj™. La plauèto présente une variété de teintes prodigieuse et in- 
descriptible. Le grand canal bleu est suivi d'une bordure verte b. gauche qui 
s'étend jusqu'à une tache jaune. Au contour inférieur du canal, on aperçoit 

{') Cette tache ovale claire est l'Ile Phillips de notre carte (p. 60), et sa voisine de 
gauche serait la terre de Lockyer rcjoi;;nant l'Ile Dreyer et la terre de Kunowski. Il 
y a là l'indice do variations importantes. 



138 



LA PLANÈTE MARS. 



plusieurs stries bJanclies très petites. Elles sont très remarquablcB. Sont-^e des 
nuages? Si on ne tes revoit pas par une bonne atmosphère, on sera bien forcé 
(l'en conclure qu'elles auront changé [fig. 81, D). 
13 juin, O^SO" Ipg. 82, A|. Le grand canal bleu se trouve presque au milieu 




p. Secdii. Roino, IBIiE. 



du disque; cette tache est si vaste que Mars paraît à l'œil du moins rouge 
que d'habitude. On prend la direction des trois bras principaui de cette tache en 
forme do -, ou plutôt de Scorpion : 



s des taches polaires excentriques, 200*5: 
Directioade l'axe de la lâche triangulaire, 318*; 
Bras droit, Î83* ; 
Bras (jauohe, t60-5; 
Largeur de la tache noire, S',17â 
Diamètre polaire de la planète, 18",371 ; 
Distance de la lâche au pûle supérieur, 7',301. 

Ces mesures ont été prises à a"". Le dessin a été fait à Si-SO". 



Mjui 
15 ji 
16jui 

njui 



LE P. A. SECCin. 139 

0''15'". Même aspect que la veillo, Très remarquable (/îg. 82. B). 

Même aspect que les deux soirs précédents \flg. 82, C). 
in. Atmosphère trouble (flg. 82, D). 
n, ^^3ùlpg. S.t. A|. Aspect qui rappelle absolument celui du T-t avril 1856, 




p. Secchi. Rome, ts:^. 



& 13'>37"' de temps sidéral, ce qui nous permet d'à fOrmer l" la rotation de la pla- 
nète et 2» la permanence du canal Atlantique que l'on voit à, droite. Le corps do 
la tache sombre est traversé de plusieurs voiles blancs. Que sont-ils? Le 15, 
on ne les voyait pas. 

18 juin, 9'' iO™. Mars est particulièrement intéressant. On commence à apercevoir, 
& gauche, une traînée obscure. La planète est jaune en cet endroit, et sur tout le 
reste rougedtre et bariolée. Dans cette phase {fig. 83, U), le grand canal tend à 
disparaître et semble se prolonger jusqu'au bord en bas ; mais, lorsqu'on le voit 
au milieu du disque comme du 13 au ,15 juin, on constate qu'il est interrompu 
. longtemps avant d'arriver vers te pdle. 



140 LA PLANÈTE MARS. 

20 juin, !('' IC". Le dessin a Cté fait quand le canal était d^jà au bord du disque 
et l'on ne voit que de légères traînées cendrées sgr un fopd roux i/ig. 83, C). 




Mars faits par lo l'. Soculii. Romo, 



24 juin, S'iSO". Atmosphère épaisse, le disque semble de couleur marrou 
(/Î9-83, D). 

ï" et 2 juillet. Peu de taches. Mars paraît du reste à l'œil nu plus rouge que 
d'habitude. 

23 juillet. La grande tache bleue ressemble tout à fait à un scorpion, 

24 et 31 juillet, 5 et 13 août. Ktude de la tache polaire icferieure : elle est cer- 
/ainemejii dovble et se compose de deux taches contigues. 



Telles sont les observations relatives à l' opposition de 1858. Le P. Secclii 
n'a pu les conlinuer pendant celle de 1860, comme il se l'était proposé, mais 



1860 EHUANCBL LIAIS. 141 

il les a reprises en 1862. Nous aniverons bientôt i\ ces observations, riuant à 
celles que nous venons de rapporter, elles sont excellentes et peuvent compter 




Socchi. Rome, I8i8. 



parmi les meilleures que nous ayons eu jusqu'ici. Los autres seront encore 
supérieures. 



XLVII. 18C0. 



- Eu! 



Liais 




M. Emmanuel Liais, astronome de l'Observatoire de P.iris, nommé quel- 
ques années plus tard par i'Empereui' du Brésil, directeur de TObservatoire 
de Rio de Janeiro, a observé la planète Mars pendant l'opposition de 1860, 
nu point de vue de son aspect physique et de la parallaxe du Soleil. Il obtint 
pour moyenne des mesm-es 25', 35, ce qui donne 9*,i)l pour la distance 1 . Lo 

('; L'Espace cilesle. Aspect de Mars et diamètre. 



112 



LA PLANÈTE MAHS. 



23 juillet, il dessina le croquis de Mars que nous reproduisons ici d'après 
l'ouvrage du savant astronome, l'Espace céiesUt publié eo (865. On reconnaît 
sur cette figure le pôle sud alors tourné vers nous, un peu du pôle nopd en 
bas, et, selon toute apparence, la mer Maraldi. 

L'auteur rappelle ijue la coloration rougeàtre de la planète ne peut pas 
être due à l'atmosphère, comme Arago l'a montré, et doit représente]' soit la 
couleur du soi, soit celle de la végéiation. Cette dernière espHcation nous 




ruqula de Murs, pur M. LlïlB, la Zl ji 



paraît la plus naturelle, comme déjJi nous l'avons fait remarquer à propos 
des terrains ocreux de sir John Uerschel. 

Nous allons arriver aux observations de l'année 1862 qui ont été très pré- 
cieuses, ainsi que celles de l'année 1864, pour le progrès do la connaissance 
de Mars, à cause du grand rapprochement de la planète en ces deux oppo- 
sitions. Mais déjà nous avons une base d'opinion suffisamment fondée sur 
la constitution physique de ce monde voisin. L'extrait suivant montre ce que 
nous pouvions dès cette époque en penser. 

XLVm, 186-2. — C, Flammarion ('). 

Dans la première édition de la Pluralité des Mondes habités, publiée en 1862, 
nous résumions dans les termes suivants (p. 21 ), l'opinion, fondée sur l'en- 
semble des observations, que l'on pouvait avoir à cette époque, relativement 
auï conditions d'habitabilité de la planète Mars. 

« Environ vingt millions de lieues au delà de la Terre, circule la ptanète 
Mars, qui présente aussi de frappants caractères de ressemblance avec les 

C) Ï.3, Pluralité de* Mondes habités. 



1862 



C. FLAMMARION. 



1A3 



précédentes. Elle est éloignée do l'aslre central de 58178600 lieues, achève 
GOn année en 687 jours ei sa rolation diurne on 24" 39'". Les enveloppes 
almospliériques qui entoureut cette planèto et la précédente (la Terre), les 
neiges qui apparaissent périodiquement à leurs pôles et les nuages qui s'é- 
tendent de temps en temps dans leurs atmosphères, la distribution géogra- 
phique de leurs surfaces en continents et en mers, les variations de saisons 




et de climats communes à ces deux mondes, nous fondent à croire que ces 
planètes sont toutes deux habitées par des êtres dont l'organisation doit 
offrir plus d'un caractère d'analogie, ou que si l'une d'elles était vouée au 
néant et à la solitude, l'autre, qui se trouve dans les mêmes conditions, 
devrait avoir le même partage. » 

De la seconde édition de cet ouvrage (1864) à la seizième (187! ) nous avons 
puhlié l'esquisse ci-dessus {/îy.85],que nous avions conclue dès cette époque 
de la comparaison des diverses observations, comme représentant l'hémi- 
sphère le plus sûrement connu de la planète. Cette petite carte contient la mer 
du Sablier et les mors environnantes, et avait surtout pour but do montrer les 
différences caractéristiques de la géographie martienne avec la nôtre. A partir 
delà dix-septièmeédition( 1872), nous avonsdonné (planche coloriée) le mémo 
hémisphère, d'après les observations plus récentes. Continents, atmosphère, 
nuages, neiges, mers et glaces polaires sont admis comme définitivement 
prouvés. 



144 LA PLANÈTE MARS. 

Dans cette figure comparative, nous avons placé TEst et TOuest, comme sur 
la Terre, c'est-à-dire comme ils se trouvent pour les habitants de Mars. 

Nous arrivons maintenant aux observations faites par le P. Secchi 
en 1862 et publiées en 1863. 



XLIX. 1862. —Le P. A. Secchi (>). 

Nous allons traduire, en le résumant, le mémoire publié par le savant 
astronome italien (*). Ces observations ont été faites à l'observatoire du Col- 
lège romain, en continuation de celles de 1858, et avec le môme instrument. 

L'auteur a voulu profiter de la circonstance du passage de la planète à sa 
plus grande proximité de la Terre et en même temps à son périhélie, pour 
continuer ses recherches sur sa constitution physique. 

« Mars, écrit-il, est le corps céleste que nous pouvons le mieux étudier 
après la Lune. Herschel et d'autres astronomes assurent avoir observé sur 
cette planète non seulement des mers et des continents, mais encore les eflets 
des saisons d'hiver et d'été; pourtant les discordances qui existent entre les 
observations modernes et les anciennes laissent un certain doute dans 
l'esprit. Les instruments modernes devraient permettre de résoudre la 
question, car ils sont supérieurs môme à ceux de William Herschel. Nos 
dessins de l'année 1858 ne s'accordent pas avec ceux de Madler, notamment en 
ce qui concerne la tache blanche polaire, qui, dans les observations de cet 
astronome, s'est montrée réduite à un petit cercle brillant, tandis que nous 
l'avons trouvée vaste et compliquée. A la dernière opposition, elle a repris la 
forme dessinée par Madler. 

» Les différences observées ont deux causes. La première est la perspective 
sous laquelle Mars s'est présenté en 1858, car alors les deux pôles étaient 
également visibles, tandis que maintenant le pôle boréal s'est caché et que 
l'austral est tourné vers nous. Le 26 septembre 1862, à 9*" 45", la planète se 
présentait à nous, dans une position correspondante à celle que l'on a vue 
sur la fig,2 (4 juin), des dessins de 1858, mais obliquement, en raccourci, 
avec le pôle supérieur incliné vers nous comme dans le troisième dessin de 
Madler de 1832. 

» La seconde cause de variation est qu'en réalité les taches polaires changent 
constamment. Les vastes champs blancs se sont évanouis et restreints à la 
petite calotte polaire de Madler. Il est clair que ces variations ne peuvent 
s'expliquer que par une fonte de neiges ou par une disparition de nuages 

(•) Osservazioni del pianeta Marie. Memorie delV Osservatorio del Collegio 
Romano. Nuova Série, vol. II. Roma, 1863. 



LE P. A. SECCIII. 



145 



couvrant les régions polaires. El, en fait, c'est ce qui doit arriver, puisque 
le pôle visible dans l'opposition de 1862 est précisément le pôle tourné vers 
le Soleil, qui passait alors par son été, et qui n'est éloigné que de 15° 
du périhélie : il se trouve donc à l'époque de aa plus haute température, 
c'est-à-dire à celle qui correspond au milieu de notre mois de juillet. Remar- 
quons en mémo temps la forte inclinaison de l'axe de Mars sur son orbite 
qui donne à la plauète des saisons très notables. 

» Ces aspects prouvent également qu'il existe sur Mara de Veau liquide et 
des mers, conséquence naturelle de la fusion des neiges. Cette conclusion 
est confirmée par le fait que les marques bleues que l'on découvre dans 
les régions équatoriales de la plauète n'ont pas sensiblement changé de 
formes, tandis que les champs blancs voisins des pùlcs sont contigus à des 
champs rougeàtres, qui ne peuvent être que des continents. Ainsi, l'existence 
dei mers el des conlinenls, de même guc les allernaiives des saisons et des varia- 
tions de l'almosphère, sont aujourd'hui enlièrcmenl démontrées. 

» Il résulte de ces observations de 1862, que les traits capacléristiques de la 
planète dessinés par Béer et Miidler ont été retrouvés d'une manière non 
équivoque. Ainsi, la tache qu'ils ont notée par les lettres efk correspond 
à celle que nous appelons mer de Gook; celle qu'ils ont marquée np est 
pour nous celle de Marco Polo; leur tache o doit Stre le canal de Franklin. 
Nous n'avons donné aucun nom aui régions rougeàlres et nous nous sommes 
borné à indiquer par quelques dénominations les taches foncées les plus 
sûres et les plus constantes. 

» Nous avons rapporté de ces recherches la conviction qu'en outre des 
taches permanentes, il y en a là de variables qui mériteraient d'ôtre étudiées 
plus à fond et avec persévérance. L'existence de l'almosphère est rendue 
indubitable par l'absorption de la lumière vers les bords du disque et indé- 
pendamment des observations speclrométriques. » 



EXTRAIT DES OllSEHVATlOl 



21 septembre 1863, à. iO^hO"' de temps sidéral. Mars uous présente sa calotte 
polaire supérieure, très réduite et tout entière tournée vers nous. Sa direction 
est vers i 4ri" du centre. On voit clairement la tache bleue qui offre la forme 
d'un Y et rappelle l'aapect d'un scorpion; mais sa partie étroite est cachée. 
Par brièveté, nous appellerons ce canal bleu canal de Cook, appliquant à Mars 
les noms de quelques navigateurs célèbres, et nous donnerons le nom de conti- 
nent Caboi au continent rougeâtre qui s'étend sur la droite (/fg. 86, A). 

26 septembre, à O^iS" de l'après midi. Le canal de Cook se trouve presque 
exactement au miUeu du disque. Mais, tandis que dans les dessins de idôS sa par- 
tic la plus large, que nous appelions le corps du Scorpion, se trouvait tort au- 



146 



LA PLANÈTE MARS. 



dessus du ceutre, elle est maintenant juste au centre. ( Voir nolammeiit les 
figures des 14 et lu juin 1858, p. 140. | C'est là une affaire de perspective. Cette ré- 
gion offre cette année précisément l'aspect que Béer et Madler ont représenté 
sur leur /îg. 3 de 1832 ivoy. p. 10d|. On ne dislingue pas les détails près du bord, 
ce qui prouve que rutiiioiphêrti de Murti '>'( In'-s nijsorbn)Ue. ICutre la tache 




Fig. 8fl. ~ Dessins de Macs falls par It P. Secohi. Romo, ISii";, 
polaire ot la mer de Cooli, ou remarque plusieurs ramiflcationa de couleur 
bleue, mais parsemées de taches jaunes et rousses, difficiles à dessiner. On 
croirait voir un archipel ( fig. 86, B i. 

18 octobre, 8''13"' i/îg. 86, C). La calotte polaire est bien détachée du bord. On 
remarque une tache obscure d'un ton différent des tons 'accoutumés et que je 
n'ai jamais vue. Elle semble entourée d'un anneau ou d'un cyclone eu spirale. 
Les régions voisines du pôle sont rougeâtres ; elles étaient certainement blan- 
ches l'autre année. On croirait voir une grande bourrasque sur Mars ('), 

(') Cette tache, comparée ici à une bourrasque, n'est autre que la ■ mer Terby o de 
notre Carte, b La crederei, écrit Secchi, iina gran Ourrasca in Mavle ». 



|S6? 



LE P. A. SHCCIII. 



117 



■.'5 octobre, S""!}'" (/i;;.80, U|. Taclie polairo biou marquée oi. bicD détacbée. Eulre 
clic et Iccuual. est udo grande régioti rougeâiro que nous appelons Colombie. 

26 octobre, 9i'15'" (/îg.87, Al. On reconnaît mieux le canal de Franklin adroite. 
Entre le p61e et la mer qui réunit le canal de Cook avec celui de Franklin, on 
voit un espace roiigerilro iiarsomiï dc" lignes courbes (la Colombie). 




s de Mari (ail.-, |> 



9 novembre, i 'i''3S'° {fig. 87. B). La ligure de ce soir est remarquable par une 
grande tache bleue que je n'ai jamais vue dans cette proportion. C'est manifes- 
tement un prolongement de la mer de Cook. Si ou ne l'a pas vue en 1858, c'est 
sans doute par suite d'une variation réelle plutôt que par la différence de pers- 
pective ou Ll cause de l'atmosphère de Mars. Très nébuleuse en cette région, 
notamment les 18 et ?l) juin IS5S, cette lâche olfre bien la forme de celle que Béer 
et Mttdler ont désignée sous les lettres pni. 

1 1 novembre, 7''45'" {j\g. 87, Cj, La grande tache pm que nous appelons •mcT 
de Marco Polo parait de plus en plus nette. Kntre cette tache et le pftle blanc, on 
remarque une nuée obscure très curieuse. 



148 LA PLANÈTE MARS. 

16 novembre, 7*>30«» {fig. 87, D). On voit toujours très bien la grande mer bleue. 
La tache polaire inférieure ou boréale est double. 

18 et 26 décembre. La continuation des observations prouve que les neiges 
polaires supérieures ou australes ont considérablement diminué et sont réduites 
à un tout petit cercle blanc. 

Ces observations du P. Secchi sont aussi curieuses qu'importantes. Elles 
nous confirment dans toutes nos déductions précédentes sur les continents, 
les mers et les influences atmosphériques de Mars, ainsi que sur les varia- 
lions certaines qui arrivent à la surface de cette planète dans la forme et 
rétendue des mers. 

Nous pouvons pénétrer maintenant, plus complètement que nous ne Tavons 
fait jusqu'ici, dans la détermination de la géographie martienne. Afin de no 
y mieux reconnaître, il est indispensable de remonter ici jusqu'à la carte 
générale de la planète, publiée à la p. 69 de cet ouvrage, et de comparer à 
cette carte tous les dessins du laborieux astronome romain. 

Considérons donc l'ensemble des dessins du P. Secchi et comparons-les 
à la carte ci-dessus. 

Dans ceux de 1858, d'abord, nous reconnaissons avec certitude notre célèbre 
mer du Sablier sur cinq dessins, ceux des 10, 1 1 , 13, 14 et 15 juin (voy. p. 139 
et 140). On la devine sur le suivant. 

Cette mer a été, comme nous venons de le voir, qualifiée de « Scorpion » 
par les astronomes romains, et, en effet, la ressemblance ne manque pas de 
pittoresque. La queue du Scorpion s'appelle sur notre carte passe de Nasmyth 
et se termine eu une petite mer appelée mer Lassell; la tentacule de droite, 
au-dessus du corps, est l'océan Dawes qui se prolonge vers le pôle par la 
mer Lambert, et la première branche à droite est le détroit Herschel II; la 
grande tentacule de gauche est la mer Flammarion qui se prolonge par la mer 
Hooke; la petite tentacule au-dessous est probablement la mer Main, exa- 
gérée. Cette région est très variable sur tous les dessins. Au bas de la figure 
on remarque, sur les cinq dessins, une zone blanche, qui est la terre de 
Laplace, puis une zone grise, qui est la mer Delambre, enfin encore une 
2one claire, suivie d'une zone foncée entourant le pôle inférieur. 

Nous retrouvons cette même mer du Sablier dans les dessins des 21 et 
26 septembre 1862 (p. 146). Le P. Secchi donne trois noms à celte mer : 
Scorpion, Atlantique et mer de Cook. 

Dans les dessins des 3, 4, 5 et 7 juin 1858, nous avons sous les yeux un 
autre côté do la planète. Cette mer étroite et allongée (voy, p. 138) est le 
second aspect caractéristique de Mars dans ces observations. Les astronomes 
romains appellent celle mer allongée Tisthme, el aussi le canal de Franklin. 



1802 LE P. A. SECCHI. 149 

Elle se trouve à près de 180® à droite de la mer du Sablier, car on ne voit 
jamais ces deux taches en même temps. Dans nos cartes de Mars, nous avons 
donné le nom de Manche à cette mer. M. Schiaparelli l'appelle le Gange. Ce 
détroit n'existe pas sur la carte de M. Green, dont nous avons déjà parlé à 
propos des dénominations et sur laquelle nous reviendrons plus loin. 

Si l'on étudie avec attention ces quatre vues de Mars, on arrive à conclure 
que la première langue pointue, en allant de la gauche vers la droite, est la 
baie du Méridien; que la seconde, située h 20^ vers la droite, est la baie 
Burton, appelée par M. Schiaparelli Margaritifer Sinus et embouchure de 
rindus, et que la troisième, située à la même distance au delà, doit être la 
baie Christie et la Manche. L'identification n*estpas absolument satisfaisante, 
car môme en donnant 25® pour longitude à l'embouchure de l'Indus, celle de 
la Manche ne se trouve pas à 50®, mais à 56®; toutefois il nous est impossible 
de faire aucune autre identification. Cette « Manche s est absente d'un grand 
nombre de dessins; cependant nous la retrouverons plus loin, parfaitement 
marquée sur deux dessins de Dawes des 12 et 14 novembre 1864, et sur un 
dessin de M. Schiaparelli du 28 novembre 1879. Les observations de Secchi 
et Dawes nous ont conduit à donner plus d'importance à cet isthme sur 
notre carte qu'il n'en a sur celle de M. Schiaparelli. 

Les dessins de 1862 ne la montrent pas. Sur les huit croquis faits à Rome 
cette année-là, les deux premiers montrent, comme nous venons de le voir, 
la mer du Sablier. Le troisième montre la mer Terby, prise par le P. Secchi 
pour une bourrasque. Le quatrième laisse deviner les trois baies des dessins 
de 1858 (Méridien, Burton et Manche) et il en est de môme dans le cinquième. 
Le sixième, le septième et le huitième montrent la mer Maraldi, que l'astro- 

Fig. 88. 




Croquis fait par le P. Secchi, le l'r décembre 18G4. 

nome romain appelle mer de Marco Polo et que Béer et Madler ont désignée 
sous les lettres pm. 

Ces dessins nous confirment donc dans l'opinion que le globe de Mars pos- 
sède des configurations géographiques permanentes, mais que ces configu- 
rations manifestent des différences notables, dont un certain nombre sont 



150 LA PLANÈTE MARS. 

imputables aux observateurs et aux instruments, mais dont plusieurs, 
comme par exemple la largeur; de la Manche, doivent tenir à la constitution 
physique de la planète elle-même. Ce dernier i)oinl est de la plus haute 
importance. 

Le P. Secchi a continué ses observations en 1864. Parmi les dessins de cette 
année, nous signalerons, d'après M. Terby (fig, 88), celui du 1" décembre 1864. 
à 7*», qui paraît au premier aspect représenter la mer du Sablier, très étroite, 
mais qui, au contraire, renferme la mer Maraldi et montre un détroit descen- 
dant sous forme d'un triangle allongé. C'est un nouveau témoignage des 
changements qui se produisent sur cette planète, dans une région que nous 
avons déjà remarquée, car cet allongement correspond probablement à celui 
de la fig. 174 (p. 79), observé par Schrœter, le2 novembre 1800, et auxpointes 
de gauche des fig. 172 et 177. 

XLVl. 1862. — LoGKYER. (M. 

Nous venons d'entrer ici dans une période féconde pour l'élucidalion du 
grand problème de la géographie de Mars. Pendant la très favorable oppo- 
sition de 1862, plusieurs astronomes se sont consacrés à un travail analogue à 
celui que nous venons d'examiner, et parmi eux, en première ligne avec le 
P. Secchi, Lockyer en] Angleterre et Kaiser en Hollande. Continuons notre 
étude par le travail de l'astronome anglais. Nous donnerons de cet important 
mémoire le résumé le plus complet possible. 

Les doutes et les difficultés relatives à la permanence des configurations 
géographiques de la planète ont surtout pour origine le désespérant manque 
de ressemblance des dessins pris aux diverses époques. Les opinions sont 
remarquablement contradictoires ; ainsi, pour n'en citer que deux exemples, 
tandis que Cassini reconnaissait en 1670 les taches qu'il avait découvertes 
en 1666 avec sa lunette Campani de 16 pouces j de distance focale, Maraldi 
déclare en 1720 qu'il lui a été impossible de concilier entre eux les dessins 
faits en 1704, 1717 et 1719 ; et de nos jours le P. Secchi a trouvé en 1858 ses 
dessins inconciliables avec ceux de Béer et Madler en 1830 et 1837. 

L'inclinaison de la planète entre pour beaucoup dans ces différences 
d'aspect, par suite des effets de raccourci qu'elle donne aux configurations, 
vues parfois tout à fait de face tant en latitude qu'en longitude.il serait donc 
convenable de ne comparer les dessins entre eux que lorsqu'ils appartiennent 
à des positions identiques de la planète. Ainsi l'opposition du 5 octobre 1802 

(M Measures of the planet Mars, made ai the opposition of 1862. Memoirs of llir 
royal as tronomical Society , t. XXXIL p. 179-190. 



LOCKYEH. 151 

[rayant eu lieu rlans la lojifjitude hélioconirkjue 12°,est comparable à celle du 



Fig. *). — UessiQilp Lockyer. 17 septembre IBei. aprta lO'W-. 

il9 septembre 1830, qui a eu lieu à la longitude héliocentrique de 356°. 
En admettant que l'instrument de Béer el de Mâdler ait été le même que 



IJÎ I.A PLANfeTH MARS, 

celui dont ces observateurs se sont servis pour leur carte de la Lune, c'est- 




Flg. 93. — Dessin lie I.ockycr. 53 septembre Iffiî, A lO'îô". 

à-dire un objectif de 42 lignes d'ouverture et do 4 pieds 4- de longueur focale, 
M. Lockyer constate que ses dessins concordent parfaitement avec ceux de 



186! r.OCKYE» 153 

1830, étant donné que l'instrument donl.il s'est servi nioiilr.iit [lUis de détails, 




Flg. fli. — llesBin do Lockycr. 23 eeptembre ISBî, A K^'jb-. 

attendu que son objectir mesurait 6 pouces i d'ouverture avec 8 pieds 7 de 
longueur focale. 



1^* LA PLANÈTE MARS. 

Ces observations de 186-2 confirment donc delà manii'rehi plus salisfyî- 
sanle ia théorie de la permanence absolue des configurations de la planète. 
Il y a néanmoins des discordances ine.ïplicable3 entre les observations faites 
à l'aide d'instruments difi^érents, même entre les mains des observateurs les 
plus habiles, 

Quoique la fixilê complète des configurations générales da la planète soit 
maintenant hors de doute, cependant journellement, et nous poumons dire 
heure par heure, des variations dans les détails et dans les tons des diiTérenles 



Kig. 9i. 



n de Lickj'cr. 25 scplec 



parties de la planète claires ou sombres peuvent être observées. L'auteur ne 
doute pas que ces changements ne soient causés par le passage de nuages 
sur les différentes configurations : « Thèse changes are, 1 doubt not, caused 
by the transit of clouds over the difi'erent features. » 

ITiie atmosphère pure et sans nuages, tant ici que sur Mars, écrit l'auteur, 
a pour effet de rendre les régions foncées de la planète plus foncées et plus dis- 
tineies; les ligues de rivages, si l'on peut s'eiprimer ainsi, étaient si fines et si 
légères qu'il est complètement impossible de les représenter exactement. Béer 
et Madler ont déjà remarqué que généralement un certain temps s'écoule avant 
que les taches, d'abord vagues lorsqu'on commence l'observation, deviennent 
nettes et bien distinctes. 

Des nuages, au contraire, auront pour effet de rendre les régions sombres 



ISfi-J 



LOCKYEII, 



moins Toiieées, en proportion de la densité de ces nua^-es, et les régions claîrea 
plus claires dans la même proportion. Ha ne peuvent jamais d'une région 
claire faire une région aombm { ' ), S'il en est oiasi, lorsque nous observons une 
tache foncée bien définie, nous pouvons être certains qu'il n'y a pas de nuagea 
au-dessus d'elle et que nous voyons bien la surface même de la planète. Nous ne 
pouvons pas être assurés cependant, à moins que nous connaissions bien la loca- 
lité par des observations antérieures, que des régions sombres ne sont pas uii- 
deasous de régions claires, 







Quelques exemples do passages de nuages ont été soupçonnés par M 
p. Secclii, en 1858. M. Lockyer en présente ici qu'il gualifle d'incontes- 
lables (unmislakeablej : les voici. Dans le dessin pris le 3 octobre, à 10''30" 
\fig. 97 I l'espace qui s'étend de x à y se montrait dépourvu de toute taclie 
sombre; dans le croquis pris le même soir à 11''23'" {/ig. 98), une tache se 
montra vers y, laquelle s'accentua progressivement et s'étendit jusqu'à x 
il H'^jl™, heure à laquelle fut faite la fig. 99. 

Maintenant, ajoute l'auteur, cette localité est une de celles que nous connais- 
sons le mieux, car elle a été admirablement observée par Warren de la Rue. le 
P. Secchi et d'autres, et il n'y a aucun doute que le dessin n' 8 de ce dernier 
observateur ne représente l'aspect normal de cette région située sur l'équateiir, 

[•] lîst-ju bien sur? 



155 I-A PLANÈTE MAHS. 

à la longitude de ^8^ Lps changements observés s'expliqueront facilement anad- 
nrettant qu'au commencement de mes observations la cocflguration dont il s'agii, 
nui est persistante dans les fig. 10, \\,\'i, 14, li, 17 et 18 du P. Secchi, a étii 
voilée par des nuages qui se dissipèrent graduellement jusqu'à !a fin; quoique 
la configuration n'ait pas été entièrement découverte, elle était devenue beaucoup 
mieux visible à la flu de mes observations. 

Il s'agit d'une région que nos lecteurs connaissent fort bien, de notre fa- 
meuse mer du Sablier. Eh bien, lout en admettant avec l'auteur l'influence 




de nuages blancs, nous verrons plus loin que le bord gauche de cette mer, 
précisément sur la zone marquée /"et y, est très variable. 

Pour prendre un autre exemple, ajoute l'auteur, dans le n° 14 de mes dessins 
(/îg.OS), la tache a do Béer et Mfldler est entièrement invisible, tandis que dans 
le n" \.h[llg. 9G) pria quelques minutes après, elle est absolument évidente et 
très remarquable. 

Mais, outre les nuages qui, comme nous venons de le voir, oblitèrent de temps 
en temps, en totalité ou en partie, les régions sombres de la planète et donnent 
naissance b. des variations de contours et de tons déformant en apparence l'as- 
pect des configurations, l'atmosphère assez dense de Mars avec ses brouillards 
et ses brumes doit jouer aussi un certain rôle. Je mentionne ce fait spécialement 
dans le but d'établir que quoiqu'on l'observe avec certitude dans l'hémisphère 
austral au milieu de l'été sur les taches, lorsqu'elles apparaissent au bord du 



LOCKYER. 



157 



disque et lorsqu'elles le quittent, on peut Icconstater avec plus d'i.'vidence encore 
daDs rhémisphèt'e boréal au milieu de l'hiver, clTaçunt même sur le méridien 
central toutes les configurations géographiques situées nu nord du 30' degré 
de latitude. Il y a là un uouveau témoignage de la grande inlensiià des saisons de 
Mars, intensité déjà manifestée par le Tait de l'étendue considérable des neiges 
polaires en hiver et de leur fusion si rapide en été. Comme l'ont remarqué Béer 
et MSdIer, l'hémisphère austral de la planète sera toujours le plus Tacile à étu- 
dier pour nous, puisqu'il se présente h nous aux (époques de la plus grande pro- 
ximité de la planète. 




yig. 'J8. - 






A l'égard des colorations rouges et vertes ai souvent décrites pour les conSgu- 
rations géographiques de Mars, mes observations, ajoute l'astronome anglais, 
m'ont conduit à la même opinion sur leur nature que celle à laquelle le P. Secchi 
est arrivé lui-même dans ses études de 1858. Pour moi aussi, les régions rougea 
rapTésentent tes continents et les régions vertes des mers. Je ne crois pas non 
plus que ces colorations vertes soient dues fk des effets de contraste; elles me 
paraissent rëelles. 

Les régions foncées se sont montréesii moi certainement vertes, ainsi qu'à tous 
ceux qui ont observé Mars dans moti Instrumeut: cotte couleur s'est montrée 
particulièrement évidente dans la tache marquée pin sut Itt carte de Béer et 
Madler( dessin du 1j octobre, à S''»™ et à Si" 20"). (Jette coloration n'était certaine- 
ment pas due h l'objectif de mon instrument. 

Les taches qui se sont montrées les plus foncées en 1862 sont les mêmes que 



LA PLANÈTE HAUS. 



ces mers août génécaleiiieiit 



celles qui ont ufTcrt le même aspect gq iHM : 
presque entièrement entourées de terres. 

La variation des neiges polaires est un sujet bien intéressant d'observa- 
tion. En 1830, le solstice d'été de l'hémisphère sud de Mars est arrivé le 
8 septembre et le minimum des neiges polaires (rj du diamètre apparent 
de la planète] a été observé le 5 octobre, c'est-à-dire 27 de nos jours après la 
plus haute élévation du Soleil sur cet hémisphère. En 1862, le solstice est 
arrivé le 30 août; or, le 33 de ce mois, la zone neigeuse offrait un diamètre 




égal au i de celui do la planète, mais le 25 du mois suivant elle a été réduite 
au i'ô, et le il octobre au -^ de ce même diamètre, et c'est à peine si l'on 
pouvait la distinguer. Puis, rcs neiges recommencèrent de nouveau ù s'ac- 
croître. 

Cette fusion très rapide des glaces polaires australes doit être attribuée à 
la grande e-xcenlricité de l'orbite de Mars et au fait que l'été de l'hémisphère 
sud arrive lorsque la planète est voisine de son périhélie. Le centre de lu 
calotte polaire neigeuse ne coïncide pas avec le p6!e, mais se trouve à 
quelques degrés du pôle géographique et vers le 20' degré de longitude ; au 
contraire, au pùle nord ou inférieur, visible en 18^7, le P. Secchi a constaté 
que la calotte de glace est centrée sur le pôle. 

Parfois la neige polaire a paru si brillante que, comme le croissant de la 



18G3 



LOCKVEIl. 



Xouvellc Lune, elle semblait se projeter en dehors de lu planète. Iri soir, 
conime des nuages passaient devant la planète, cette neige polaire resta seule 
visible comme une étoile nébuleuse. [Hemarque déjà Taitc au ïviii' siècle). 
L'auteur rappelle en lermioant que son objectif de 6 pouces f (O'", Ifi) de 
diamètre est monté équatorialement et nm par un mouvement d'horlogerie, 
généralement appliqué pendant les dessina des vues télescopïques; le gros- 
sissement a été habituellement celui de 191. Le dédoublemeot des étoiles / 
de l'Aigle, f ' d'Andromède et X Cassiopée est une garantie du pouvoir de déll ■ 
iiition de cet Instrument. 



b 




Nous avons reproduit en fac-aimiléa les lli dessins de M. Lockyer. Ce sont 
les plus importants pour la connaissance de Mars de tous ceux que nous 
ayons étudiés depuis les premières pages de cet ouvrage. Us ont été placés 
ici par ordre de date. 

Dans la première et la seconde de ces vues télescopïques, on reconnaît la 
lâche circulaire en forme d'œil qui a reçu le nom de mer Terhy; au-dessus 
d'elle et à gauche.rocéandelaRue; au-dessous, une région grise sujette à des 
variations fréquentes ; à gauche, une première baie arrondie, la baie Ghristie, 
et un peu plus loin une seconde baie, la baie Burlon. Les glaces polaires 
australes sont éclatantes et nettement marquées sur toutes les figures, 

M. Lockyer appelle celte tache eu forme d'œil la mer Baltique. 

Dana la troisième, on remarque surtout le détroil d'ilerschel U et la tache «i 



160 I.\ PLANÈTE MARS. 

qui n'est autre que la baie du Méridien. Ud peu plus lard, dans la soirée, ce 
détroit et cette tache sont un peu plus avancés vers la gauche [fit/. 92] et, une 
heure et demie après, plus avancés encore {/ig. 93). Ily a une grande ressem- 
blance entre ces dessins et cens de Béer et M.^ler. Au-dessus de cette mer 
allongée, on en distingue une seconde, le détroit Arago, et entre les deux il y 
a une langue de terre blanche ou plutût ^rise. C'est une contrée variable, 
qui parait tantôt continentale et tantôt maritime. La fig. 94, plus avancée en- 
core, montre au centre du disque ce détroit Arago terminé par deux langues 




lx«;kjBr. Il oclobrolSJ-;. llli'4". 



pointues, puis, à droite, la baie Christie, et ensuite, un peu déformé, l'Œil. 

On voit qu'insensiblement, la coniiguration géographique de la planète se 
dessine avec une certaine précision. 

Les fig. 95 et 96 du 25 septembre nous montrent de nouveau le détroit 
d'Herschel II {la baie du Méridien est voilée dans le premier, et ces voiles 
sombres doivent être de nature atmosphérique, quoi qu'en ait dit l'auteur). 
Le détroit se rattache en c à la mer du Sablier. Les trois dessins du 3 octobre 
{fig. 97, 96, 99) représentent avec une complèlo évidence la mer du Sablier, 
la mer Flammarion, la mer Hooke, et au-desaous la mer Maraldi. La mer 
ZoUner et la terre de Lockyer y sont également faciles à f reconnaître. A 
gauche de la mei' du Sablier, la région xy est brumeuse. 

Le dessin du 9 octobre montre la mer Hooke et la mer Maratdi. Au-dessus, 
la mer Maunder, entre les mers Hooke et Maraldi, l'isthme de Niesten, au- 



)86ï LOCKVER 

dessus de la mer Hooke.àdroile.la terre deCassun et Tile Dreyer, puis, vers 




Kig. lOJ. - Ucs«iQ lia Lockyer. li octolire 186:, i a* 30-, 

le bord, la mer Zulliier. Au-dessous de la mer Maraldij s'étend le continent 
Herschel I. 

FLAMMAHius. — Mari ■ Il 



Celui du 1 1 octobre offre les incmes aspocts ; mais, à gauclie de la mer Ma- 
l'aidi, on voit une autre mer, la mer Schiaparelli, séparée de la nier Maraldi 
par la terre de Webb ( la carte de Green est inexacte sur ce point). 

Enfin, les deux dessina du 15 octobre montrent celte mer Schiaparelli plus 
foncée que la mer Maraldi et qui lui paraît réunie {maisellene Test pas lou- 
jours); au-dessus, lamerMaunder; à gauche, l'tEil ou mer Terby ; et celui du 
Il octobre présente cet Œil au milieu du disque, entouré par l'océan de la 
Hue, dont il est séparé par la terre de Kepler. La région située au-dessous de 




cet ÛËit est moins foncée et moins étendue que le I" septembre ; c'est aussi 
ime région très variable. 

Sur tous les dessins, la moitié inférieure ou boréale du disque est presque 
toujours dépourvue de détails, excepté vers la pointe de la mer du Sablier. 

Il résulte clairement de toute cette série d'observations : 

1° Permanence des coniigurations comme positions; 

2° Variations dans l'étendue et dans le ton plus ou moins foncé decescon- 
âgurations; 

3" Degrés divei-s d'obscurité dans les mers : la-mer du Sablier, le détroit 
d'IIerschelll, la mer Maraldi, la mer Schiaparelli paraissent généralement 
les plus foncées. 

Au mémoire que noua venons de résumer, M. Lockyer a ajouté la note sui- 



1862 PHILLIPS. 163 

vante à propos des observations faites à la môme époque sur la même planète 
par le professeur Phillips et par le Rév. D'awes. 

« M. Phillips conclut de ses observations que, sur un fond permanent de 
configurations claires et foncées, il y a sur Mars une enveloppe atmosphé- 
rique variable qui se condense et flotte « a variable envelope gathers and fluc- 
tuâtes», modifian t partiellement Taspect des configurations fondamentales, et 
les déguisant même jusqu'à un certain point en leur adjoignant des clarté» 
et des ombres ( * ) nouvelles qui ne présentent aucune constance,* atmosphère 
légère, vaporeuse, reposant sans doute sur une surface de terres, d'eaux, de 
neiges. » 

Cette induction est aussi remarquable qu'intéressante, et elle va être con- 
Armée par le progrès des recherches. 

Nous parlerons tout à l'heure des observations de Dawes. M. Lockyer fait 
remarquer qu'elles s'accordent parfaitement avec les siennes et que notam - 
ment un dessin, fait quelques minutes après celui du 3 octobre, à 11**51", 
confirme le passage des nuages dont il a été question plus haut et prouve 
qu'à l'heure du dessin de M. Dawes les nuages avaient entièrement disparu 
et laissaient voir nettement la configuration géographique de cette région. 

Ces excellents dessins télescopiques de notre savant ami M. Lockyer, qui 
depuis cette époque a attaché son nom sous une forme impérissable aux 
progrès de l'Astronomie contemporaine, représentent un pas en avant très 
important dans l'étude physique du monde de Mars. 

XLVII. Môme année, 1862. — Phillips. 

Pendant cette même opposition de 1862, le professeur Phillips, d'Oxiord, 
a fait, comme on vient de le voir, de très minutieuses observations de la 
planète, qu'il a communiquées le 12 février 1863 à laSociété royale de Londres. 
En voici le résumé. 

L'auteur remarque d'abord que les diverses vues de Mars sont bien dis- 
cordantes entre elles et que leur comparaison doit nous rendre très perplexes. 
Ces taches sont-elles permanentes? Sont-ce des mers? sont-ce des terres? 
Les assurances que nous avons vues formulées plus haut par Secchi et 
Lockyer forment un contraste absolu avec les incertitudes de l'observateur. 

Les télescopes sont préférables aux lunettes pour l'appréciation des cou- 
leurs ; les lunettes aux télescopes pour la netteté des détails. Phillips a fait 

(') « New lights [and shades wich présent no constancy, a thin, vaporous atmo- 
sphère, pfobably resting on a surface of land, snowand water. • Cela nous parait plus 
probable que l'assertion de M. Lockyer remarquée plus haut, quoique nous ne nous 
expliquions pas facilement des nuages noirs vus d'en haut, éclairés par le Soleil. 



ICt 1.A PLANtÈTE MARS. 

SCS observations à l'aide d'une lunelle de 6 pouces lO^.lôâ) moulée en équa- 
torial et mue par un mouvement d'iiorlogerie. 

De ses divers dessina, l'auteur en a choisi trois, que nous reproduisous ici. 
Le premier montre la mer du Sablier, le détroit d'Herschel H, l'océan Dawes, 
la mer Lambert qui monte vers le pôle, el une mer polaire supérieure. Le 
second montre, à gauche de la mer du Sablier, la mer Maraldi, la nier Hooke 
et la mer ZoUner. Le troisième peimet de reconnaître la mer Maraldi adroite, 
la mer Schiaparelli au milieu et la mer Terby à gauche. — Le premier de 




Fig. luj. — Ueaiiiu aa Mard]i>r Pliilllps, V asptembco ISHï. 



ces ti'ois dessins offre une grande analogie avec celui de sir John Herschel, 
du 16 août 1830 (voy. p. 12i). 

L'auteur exprime ses regrets qu'on ne puisse encore être sdr que ces taches 
yrises représentent vraiment des mers et ne soient pas, comme celles de la 
Lune, de simples plaines grises. On aurait, dit-il, une preuve positive en 
faveur de la première interprétation si l'on pouvait y voir une réflexion de 
l'image du SoleiL Cette image du Soleil, réfléchie par les mers martiennes, 
n'aui'ait que ^^ de seconde, sans tenir compte de l'irradiation, mais oUe 
paraîtrait plus grande par cet effet. Une boule de thermomètre d'un pouce 
de dianiètra (25"") réfléchissant le Soleil est visible à 25 yards [22 mètres) 
de distance, comme une étoile; la surface réfléchissante n'a guère dans ce 
cas que ^^ de pouce do diamètre et par conséquent sous-tend, abstraction 
faite de l'irradiation, environ 1". En employant pour l'observation de Mai'S 
un grossissement de 300, yg de seconde devient \y. Ce serait perceptible. 



166 LA PLANÈTE MARS. 

La tache polaire oeigeuse est à côté du pôle sud, et mâme assez loin. 

Au télescope, les continents sont rouges et les mers vertes. 

L'auteur ajoute, en terminant, que les différences d'aspects doivent pro- 
venir d'un certain état nuageux. 11 y a, dit-il, une énorme transposition d'hu- 
midité d'un hémisphère à l'autre, pendant l'hiver de Tun et l'été de l'autre, 
qui doit donner naissance à des tempêtes et à de vastes nuées flottantes, les- 
quelles nuées ne se disposent pas comme sur Jupiter, à la rotation si rapide, le 
long de parallèles à l'équateur, mais subissent dans leur arrangement Tin- 
fluence des terres et des eaux. 



XLVIII. Même année, 1862. — Observatoire de Lord Rosse (M- 

Lord Rosse a communiqué à la Société royale astronomique de Londres 
six dessins faits par son assistant [pendant la période si favorable de cette 
année 1862. Ces vues ont été prises aux dates suivantes, à l'aide du grand 
télescope de six pieds de diamètre : 

!«••, 22 juillet, à 22^»30« de temps sidéral. Définition imparfaite. 

2«, 14 septembre, à 6^26» de temps sidéral. Définition assez bonne. 

3«, 16 septembre, à 23^55» de temps sidérai. Très bonne définition. Grossisse- 
ment de 1 200. 11 y avait un léger brouillard, et pourtant la netteté a été la meilleure 
de la saison. 

4«, 6 octobre, à 2*» 10"» de temps sidéral. Définition bonne. 

5^, 29 octobre, à \> id. Définition mauvaise. 

0», 6 novembre, à i*»40"* id. Définition très mauvaise. 

On peut reconnaître dans la première et la dernière de ces vues la mer 
du Sablier. La troisième montre avec netteté la mer circulaire de Terby. On 
reconnaît aussi sur la seconde, à la droite de ce lac, la mer Schiaparelli. Il 
semble bien qu'il y ait quelques nuages épars sur chacune de ces vues 
faites au grand télescope de lord Rosse. 

Si nous comparons ces dessins à ceux qui précèdent, nous constatons qu'ils 
les confirment. Ainsi, par exemple, celui du 16 septembre ressemble beau- 
coup à celui du 18 octobre du P. Secchi (voy. p. 146) et à ceux de Lockyer 
des 18 octobre aussi (p. 162) et 17 septembre; celui du 6 octobre offre les 
mêmes aspects que celui de Lockyer du 3 octobre (p. 151); toutes les confi- 
gurations reconnues plus haut sont représentées sur ces dessins, selon le 
côté tourné vers nous. 

Ces dessins nous montrent en même temps que chaque observateur voit un 

(») Observations faites à l'Observatoire de Parsonstown (Irlande). 



i68 LA PLANETE MAÏIS. 

peu à sa façon, selon son œil et son exercice, et dessine également à sa manière. 
M. Faye nous racontait l'autre jour que s'étant essayé à dessiner Mars un beau 
soir à l'Observatoire de Paris, du temps d'Arago, en compagnie d'un de ses 
collègues (Groujon), et ayant ensuite comparé leurs dessins, faits au même in* 
strument et au même quart d'heure, les deux croquis se ressemblaient à peine. 
Nous avons fait plus d'une fois la même remarque. 

XLIX. Même année, 1862. — Lasskll. 

La même année encore, M. Lassell a fait, à l'aide de son grand télescope de 
4 pieds anglais {1"20) de diamètre, une série d'observations remarquables 
et a communiqué notamment à la Société royale astronomique de Londres 
vingt-quatre dessins pris depuis le 13 septembre jusqu'au 11 décembre 1862. 
Nous choisissons, parmi ces croquis, les huit plus curieux pour les offrir à nos 
lecteurs. Voici l'ordre de leurs dates : 

1",25 septembre; 2*, 27 septembre; 3*, 11 octobre; 4% 13 octobre; 5% 23 oc- 
tobre; 6% 25 octobre; 7% 4 novembre; 8*, 5 novembre. 

Les grossissements employés ont été de 474 et de 760. 

La calotte neigeuse du pôle supérieur ou austral est nettement visible sur 
tous les dessins. L'observateur remarque que les taches ont varié pendant 
les observations. Ainsi, dit-il, la face présentée le 27 septembre est la même 
que celle du 5 novembre, et pourtant les figures ne se ressemblent guère, et il 
en est de même des autres. 

L'auteur en conclut à des changements sans doute produits par des nuages 
assez denses, d'une grande étendue et d'une grande variété de formes. 

Cette conclusion n'est pas aussi absolue qu'elle le semble à l'auteur, car une 
différence d'une heure ou deux amène parfois un cbangementsensible. La diffé* 
rence entre les dessins du 27 septembre etdu 5 novembre est dans ce cas : la mer 
du Sablier est plus avancée vers la gauche dans le premier que dans le second. 

Nos lecteurs reconnaîtront très distinctement, sur les figures des 4 et 5 no- 
vembre, la mer du Sablier avec les mers Flammarion et Hooke à gauche, 
la mer Zôllner au-dessus, le détroit d'Herschel 11 à droite, et au-dessus le 
détroit Arago et la mer Lambert; sur les croquis des 23 et 25 octobre, la mer 
Terby, l'océan de la Rue et les trois baies (Christie, Burton et du Méridien). 
Ces deux derniers dessins s'accordent bien avec ceux de Lockyer, de lord 
Rosse et de Secchi pour montrer au-dessous de l'Œil une région très foncée, 
dont nous constaterons bientôt la variabilité. 

Il est digne d'attention que les vues de la planète prises à l'aide des gigan- 
tesques télescopes de lord Rosse et Lassell, ne contiennent pas plus de détail 
que celles obtenues à Taide d'instruments de moyenne puissance. 




A Dovembie. 
Fig. 109. ~ Vues lÈlBscopiques d 



5 novombrc. 
» prises en 1882 par l.aBsolL 



170 LA PLANÈTE MARS. 



L. Même année, 1862. — Main, Linsser, Nasmyth, Harkness, Grove, 

Knott, Ellery, Bulard, etc. 

Presque tous les astronomes qui avaient de bons instruments à leur dispo- 
sition, en cette remarquable année martienne 1862, ont fait des observa- 
tions de cette planète. Nous ne pouvons les rapporter toutes, ni reproduire 
tous les dessins. Nous n'en extrayons pour ainsi dire que la moelle. Aux 
observations de Secchi, Lockyer, Phillips, lord Rosse, Lassell, que nous 
venons d'examiner, nous allons ajouter celles de Kaiser, non moins impor- 
tantes, que nous étudierons tout à l'heure en même temps que celles de 
Tannée 1864, parce qu'elles leur sont associées par l'auteur même. Mais nous 
devons ajouter tout de suite celles de Main, Linsser, Nasmyth, Grove, Knott, 
Harkness, Ellery, Bulard, et prendre une idée des principales. 

Nous avons parlé plus haut des observations et des mesures de l'astronome 
Main, à Oxford (voyez p. 130). 

Parmi ;les observations de cette période, remarquons celles de Linsser à 
rObservatoire de Poulkowa (Russie). Cet astronome a publié en 1864, dans 
le Wochenschrift fur Astronomie de Heis, une intéressante notice dans laquelle 
il déclare que les dessins qu'il a pris s'accordent parfaitement avec ceux de 
Béer et Mâdler. Il se demande si les taches sombres ne représenteraient pas 
des continents plutôt que des mers, à cause des divers degrés de tons som- 
bres qu'elles offrent à l'observation. 11 fait un nouveau calcul de la durée de 

rotation et trouve 

24»'37'"22S9. 

Ses dessins confirment ceux de Béer et Mâdler ; on y retrouve notamment 
le détroit d'Herschel II, qu'il appelle « Schlangen fôrmige Fleck », la mer Ma- 
raldi (pn) et la mer du Sablier. 

Nous devons également adjoindre aux précédentes les observations faites 
par Nasmyth en Angleterre. Cet astronome a pris notamment un dessin, le 
25 septembre, sur lequel on reconnaît le détroit d'Herschel II, et au-dessus 
l'île Phillips. (Memoirs ofthe litteraryand phiL Society of Manchester , 1862-63, 
p. 303). 

M. Harkness, de l'Observatoire de Washington, a publié dans les Annales 
de cet Observatoire (1862 p. 152) deux dessins faits par lui les 6 et 30 sep- 
tembre 1862 ; le premier de ces dessins représente les mers Maraldi et 
Ilooke, le second, le détroit d'Herschel II. 

Signalons encore, pour cette même période de 1862, les observations de 
Knott en Angleterre, et Ellery à Melbourne. Elles confirment les conclusions 



OBSERVATIONS DIVERSES. 



tirées des études précédentes. Nous reproduisons ici, d'après M. Terby, 
quatre dessins de Knott, pris les 23 septembre, à 8'-30, 32 octobre, à la même 
heure, 3 novembre, à OS et 27 novembre, à 7^15. Ces dessins conduiraient à 
une conclusion contraire à celle de M. Lockyer et plaideraient en faveur de 




27 novembre. 
tMs par KnoK en 18G?. 

changements rapides et considérables dans les aspects de Mars. Ils ont été 
obtenus à l'aide d'une lunette de 7 pouces ',. 

M. Grove a décrit {Monikty Notices, tome XXllI, p. 75) une série de dessins 
qu'il a pris en octobre et novembre 1862, à l'aide d'une lunette de 4 pouces {, 
prouvant des variations certaines à la surface de la planète. Pour expliquer ces 
variations, l'auteur propose d'admettre que des nuages se condensent sur de 
vastes districts aqueux. 

D'autre» observateurs encore, comme nous allons le voir, ont fait une série 
d'études pendant les oppositions de 1862 et 1864. 

En France, M. Bulard a présenté à l'Académie des Sciences, dans la séance 
du 15 décembre 1862, plusieurs dessins de la planète, qui n'ont pas été i-epro- 
duits, et sur lesquels nous n'avons aucun détail. 



m LA PLANÈTE MARS. 

LL 1862-1864. — Grbbn et W.-L. Banks. 

MM. Green et W.-L. Banks, artistes peintres et amateurs d'Astronomie, 
habitant en Angleterre, près de Londres, le premier à Saint-John's Wood, 
le second à Ealing, ont observé chacun séparément la planète pendant ses 
oppositions de 1862 et 1864; le premier à Taide d'une lunette française de 
4 pouces l munie d'oculaires grossissant de 160 à 240 fois, le second à Taide 
d'une lunette anglaise de 3 pouces |. Ils en ont pris une centaine de dessins 
dont 24 ont été publiés dans l'ancien journal astronomique The Astronomical 
Registei\ février 1865. 

Ces petits dessins sont charmants, et nous regrettons de ne pouvoir vrai- 
ment tout reproduire ici. Leur comparaison met en évidence deux faits in- 
contestables : le premier, c'est que, malgré l'habileté pratique des dessinateurs, 
ils ne s'accordent pas toujours dans leur appréciation des aspects de la pla- 
nète, et le second, c'est que la permanence des configurations géographiques 
martiennes n'exclut pas des variations assez considérables dues, au moins 
en partie, à des causes atmosphériques martiennes, lesquelles produisent 
parfois des traînées claires ou foncées en forme de bandes équatoriales. ^ 

Dans plusieurs de ces figures, on reconnaît admirablement la mer du 
Sablier et sur l'un d'eux notamment, sur celui du 24 novembre 1864, 
à 10**30", fait par M. Green, on remarque la région brumeuse indécise qui, 
dans ces dernières années surtout, a été signalée par plusieurs observateurs 
comme soumise à des variations d'aspects pouvant ôtre dues à des inon- 
dations. 

LU. 1862-1864. — J. Joynson, Noble, Williams. 

Pendant les oppositions de 1862 et 1864, M. Joynson, dont l'observatoire 
était situé à Waterloo, près Liverpool, en Angleterre, a présenté à la Société 
royale astronomique de Londres (* ) une série de 92 dessins de la planète, pris 
durant l'opposition de 1862, et de 104 autres pris pendant celle de 1864. Les 
Monthly Notices (10 mars 1865) n'ont reproduit que deux croquis que l'auteur 
signale pour la bande grise qui contourne la planète. Ces deux dessins sont 
des 8 et 12 décembre 1864. On y reconnaît la mer Terby, très noire; la bande 
est formée par la succession des mers Schiaparelli, Maraldi, Flammarion, 
Herschel II et de la Rue. 

L'observateur a employé pour ces études, en 1862, un objectif de trois 

{*)0n theappearanceofMars, Monthly Notices ofthe royal astronomical Society, 
1865, p. 66 et 166. 



1862-1864 



KAISER. 



na 



. 



pouces et demi et, en 1864, uq objectif de six pouces. Dans les deux cas, 
le grossissement employô a été de 350. L'auteur croit que la bande tracée 
sur ces deux dessins fait le tour de la p1an6te sans interruption. Â la môme 
séance de la Société, M, Lockyer a fait remarquer que cette mer n'est pas 
continue, mais traversée en plusieurs points par des terres. 11 ajoute que les 
différentes taches de la planète offrent divers degrés d'intensité et que cor- 
laines d'entre elles sont beaucoup plus foncées que d'autres. Ces différences 
de tons ont été constatées en 1862 par cet observateur, ainsi que par 
MU. Phillips et Frankland, exactement telles qu'elles avaient été marquées 
par Béer et Madler en 1830. En combinant ses croquis do 1862, l'auteur 
trouve, pour la période de rotation, 24''37°'37'. 

En Angleterre, M. Noble a fait un certain nombre do dessins à l'aide 
d'une lunette de 4 pouces. Il en avait pris dès l'opposition de 1858, et les a 
continués jusqu'en 1877. M. Williams a obtenu six dessins pour l'opposition 
de 1862, douze pour celle de 186-i et douze pour celle de 1867 |voy. Monlhhj 
Notices, XXV, p. 170 et Terby, Aréoijyaphk, p. 27) à l'aide d'un télescope de 
4 pouces ^ les principales lâches de la planète y sont représentées avec leurs 
caractères les plus saillants. Cette période do 1862 à 18G4 a été très féconde. 
Le travail le plus important est celui auquel nous arrivons ici, celui de 
Kaiser, directeur de l'Observatoire de Leyde. 

LUI. 1862-1864. — Kaiser ('). 

t^ laborieux astronome a fait, pendant les oppositioua de 18C2 et 1864, de 
très importantes recherches sur la planète dont nous écrivons ici la mono- 
graphie. Le Mémoire qu'il a publié dans les Annales de l'Observatoire de 
Leyde est partagé en plusieui's sections qui ont pour objet, d'abord l'élude 
des anciens dessins de la planète Mars de 1636 à 1864 et ensuite les observa- 
tions faites à Leyde sur les conflguralions géographiques de ce globe, sur 
la durée de sa rotation, sur les taches polaires et sur l'aplatissement. Ce Mé- 
moire est accompagné de dessina et de cartes dont nous allons offrir les 
principaux à l'attention de nos lecteurs. 

Ces dessins, que nous reproduisons ici, portent leurs dates respectives. Étu- 
dions-en les aspects : 

Voici d'abord quatre dessins de 1862, 

Le premier nous montre les mers du Sablier, Flammarion, Hooke et Ma- 

(■} Unleraiichungen û6ar den pisnefeit Mars bei dessen. oppogilionen in der 
Jahren 18Si und IBS'i. — Annslen der Sler/iv/arle in Leiden. Drilter band, Haag. 
1872, p. 1-87. 



LA PLANÈTE MAHS. 

raidi, l'océan Dawes, la mer Zôllner, le continent Béer, le conlioenl Uers- 
chel I", l'isthme de Nieaten, les terres deCassini etDreyer;on devine même 




31 oi)Iuli|;ij A H- a-, (H [loçembi'f imi, t 

Flf. III.- Uetilas do HïrB par Kaiser, en 1S(i!, 

ia terre de Lockyer Le pôle supérieur ou austi-al est marqué par un petit 



1862-1864 KAISER. 175 

cercle de neige. A gauche de la mer du Sablier, la région est brumeuse. Ce 
dessin est complet, en conformité parfaite avec notre carte construite sur 
l'ensemble des observations (p. 69). Il semble donc que ce jour-là (5 octo- 
bre 1862, à minuit 35") Taspect de la planète n'était modifié par aucun nuage. 
Les tons eux-mêmes sont not^s. 

Le deuxième dessin nous montre la mer Tcrby, l'océan de la Rue qui la 
surmonte, la mer Schiaparëlli à droite. Au lieu de la Manche, on voit une 
traînée brumeuse. La neige polaire est détachée du bord. 

Sur le troisième dessin, nous trouvons le détroit d'Herschel II et la baie 
du Méridien : ce ruban sombre se montre tout à fait détaché du fond clair, 
comme au temps de Mâdler, seulement, au lieu d'être circulaire, la baie est 
rectangulaire et terminée par deux pointes. Cette baie a été vue fourchue 
poui' la première fois par Dawes, le 22 septembre 1862, à l'aide d*un objectif 
d'Alvan Clark de 8 pouces f. Au-dessus, la mer Lambert; à gauche, la mer 
du Sablier. L'île Phillips est très claire. 

Le quatrième figure semble réunir la première et la troisième. 

On peut comparer avec intérêt la /î^f. 1, du 5 octobre, à la fig, 98 (p. 157) de 
Lockyer du 3 octobre, à 1P23", et à la fig. i de lord Rosse du G octobre 
(p. 167) : elles s'accordent toutes les trois, en laissant la marge qu'il convient 
aux facultés d'observations de chaque astronome et aux divergences inévi- 
tables du dessin. On éprouvera la même impression en comparant la fig. 2 à 
celles de Lockyer du 17 septembre. Toutes ces configurations existent, sans 
l'ombre d'un doute. Mais on les distingue plus ou moins bien. 

Ainsi se précise graduellement dans notre esprit la forme géographique 
réelle de la surface martienne. Son analogie avec la Terre comme distribu- 
tion de cette surface en continents et en mers s'affirme do plus en plus avec 
le progrès des observations. 

Cette précision va s'accroître encore et très rapidement, par les six excel- 
lents dessins de 1864, que nous mettons maintenant sous les yeux de nos 
lecteurs (Ai/. 112 à 117). 

Dans le premier (fig, 112), nous retrouvons la baie du Méridien, élargie 
et confondue avec la mer voisine, la baie Burton, élargie et doublée, la baie 
Christie. Tout cela paraît trop large. 

Dans le deuxième (fig, 113), nous reconnaissons la mer du Sablier, très 
foncée, et au-dessus l'océan Dawes, la terre de Lockyer. Au-dessous de 
la mer du Sablier, la passe de Nasmyth. Sur la droite du disque, une traînée 
inconnue (qui pourrait être l'Euphrate de M. Schiaparëlli, avec lequel nous 
ferons plus loin connaissance). 

Dans le troisième dessin de Kaiser: rOBil ou mer Terby, la terre Copernic, 
au-dessous, une traînée sombre; à droite, la mer Schiaparëlli (fig. 114). 



176 LA PLANÈTE MARS. 

Dans le quatriôrac, à droite, !a mer Terby, et au-dessous la traînée sombre, 




Irig. 11!. — Vuo tiileacopiiiue de Mars par K; 



H 



Flg. 113. — Vue téleacopiqua de Mirs par Kaitcr, le '22 [lovemlive 1864, a 10' ià: 

dont noua veaoaa de parler, lajterre de Kepler, l'océan de la Bue avec la baie 



1862-l8Ci KAlSEIl. li: 

Christie, le détroit Arnfto avec la baie Biirlon double, la baie du Méridien 




FIE. 114 -Vue IcIosTOpi^iue de Mars, pnr Ki 



Flg. Ilb —Vue le le stop] que de Mars, par Kaiser, le 18 dréembre ISiii, ï tO> 0". 

tout à fait à gauche. 
Dans le cinquième (^g. 116), le détroit Herschel II, très foncé et biea 

Fliuuarion. — Mars. 12 



178 LA PLANÈTE MAHS. 

détaché, l'tle Phillips [presqu'île), le détroit Arago; en bas, la mer Delarabre. 




Dans le sixième [fig. 117], la mer du Sablier avec son appendice, la mer 
Main, diffuse, et toutes les conBguratiODS précédemment décrites. 



186Î-1864 KAISER. 179 

Nous sommes donc désormais inébranlablement affermis dans la cer- 
titude que les configurations de Mars sont fixes, c'est-à-dire de nature géo- 
graphique, mais variables d'aspects, notamment sans doute par suite de 
variations atmosphériques qui s'y superposent. 

L'astronome de Leyde a tiré de tous ses dessins une carte géographique 
de la planète. Nous la reproduisons également ici [fig. 118) en fac-similé. 
On la comparera avec intérêt à celle que nous avons publiée plus haut 
(p. 69). Plusieurs différences sont manifestes. Ainsi, nous n'avons pas détaché 
le détroit Herschel II comme Kaiser, parce que pour nous ce croquis de 
l'astronome de Leyde ne représente pas une configuration permanente : géné- 
ralement ce détroit se confond avec la mer (océan Dawes); généralement 
aussi le détroit Arago est moins large à son extrémité. Il y a là deux régions spé- 
ciales de variabilité, soit que l'eau qui forme ces mers se retirç ou s'évapore, 
soit qu'elle change de ton et soit tantôt foncée et bleu sombre, tantôt jaunâtre 
et claire. Plus nous avançons dans notre étude, plus l'idée de variations 
d'eaux, évaporations ,inondations, précipitations aqueuses plus ou moins du- 
rables s'impose à notre esprit. 

Dans les observations de Kaiser, la tache caractéristique la plus remar- 
quable pour lui a été la tache ovale par laquelle il fait passer son premier 
méridien, et qui se trouve à la longitude et à 26** de latitude australe. 
L'auteur l'identifie avec la tache d de Béer et Madler. ( Voir leur carte, p. 107). 
C'est le lac circulaire quiporte'le nom de mer Terby sur notre carte. Remar- 
quons sa forme ovale sur la carte de Kaiser. Cette forme change selon les années. 
Elle est quelquefois tout à fait ovale, comme ici, quelquefois parfaitement 
circulaire. Or, ce lac a l'étendue de la France. 

La mer du Sablier descend en pointe au-dessous de Téquateur, oblique- 
ment, vers 150^. La tache ronde circulaire prise par Béer et Madler pour' 
origine de leurs longitudes est carrée dans le dessin de Kaiser et à 90** à 
gauche de la tache ovale prise par lui pour méridien initial. On voit quç 
tes longitudes de Kaiser diffèrent de 90^ de celles que nous adoptons. 

Le même astronome a entrepris pendant les années 18G2, 1863, 1864 et 
1865, àFaide du réfracteur de 7 pouces de l'Observatoire de Leyde, muni du 
micromètre à double image d'Airy, une série de mesures des diamètres po- 
laires et équatoriaux de la planète Mars ( * ) . L'ensemble de ces mesures donne : 

Diamètre équatorial.. 9", 468 

Diamètre polaire 9', 387 

Aplatissement -}- 

(') Durchmesaer des Planeten Mars, gemessen im Jakre 186'2' 1863-186^, mil Airy' s 
Doppelbild Micromeler ain 7 zôlligen Réfracter, — Annalen der tSlernwarte in 
Leiden, Dritter Band, — Haag, 1872, p. 227, 241,65. 



180 LA PLANÈTE MARS. 

La mesure de raplatissoment de Mars reste, comme on le voit, tout à fait 
problématique : 

W. Herschel a trouvé X 

Schrœter ^ 



Arago X 

Bessel 

Main JL i i L. et J- 

61? 38) 4b' 71 36 

Winncckf, Dawcs et Johnson, un allongement polaire. 

Kaiser s'est également occupé de la rotation de la planète, en comparant 
ses observations aux meilleures choisies parmi celles de ses prédécesseurs 
et en identifiant avec raison la tache verticale dessinée par Hooke dans ses 
deux observations du 3 mars 1666 à la tache marquée f dans les obser- 
vations de Béer et Miidler en 1830 et désignée sous le nom de « mer du 
Sablier », the Hour-glass sea. 

L'observation de Hooke du 3 mars 1666 (ancien style) correspond au 
13 mars du calendrier grégorien, qui n'a été adopté en Angleterre qu'en 1752. 
Elle a été faite, la première à minuit 20°», la seconde à minuit 30". La tache 
n'était pas encore au milieu du disque : elle y est arrivée à 2** 46". Dans ses 
observations de 1862, Kaiser a constaté le passage de la même tache au mé- 
ridien central de Mars le 1*' novembre, à 6** 10". Il en conclut le calcul 
suivant : 

Passage de la mer du Sablier par le méridien central du disque de Mars. 

Hooke, 1666, mars 14, à 2'' 56". 
Kaiser, 1862, nov. l,à6M0-. 



Diffcrcnce : 71 821 jours 3'' li 



in 



Pendant cet intervalle, la planète a fait 70004 rotations, ce qui donne pour 
la durée de la rotation : 

24^37- 22", 735. 

Par l'observation de Hooke et celle de Béer et Miidler du 30 septembre 1830, 
à 17** 22", le même astronome a obtenu : 

Différence 60101 jours 14»'2o'". 58581 rotations. 
Rotation = 2i''37-22», 706. 

Par l'observation de Hooke et celle de Huygens du 13 août 1672, à 
minuit 11" : 

Différence : 2 3i4 jours 9M4'". 2 285 rotations. 
Rotation - 24" 37" 22*, 62. 

La concordance est remarquable, malgré les doutes de Kaiser sur l'idenlité 



182 LA PLANÈTE MAKS. 

de la tache verticale de Hooke avec la mer du Sablier. Il ne doute pas de 
l'identité de cette mer avec la tache triangulaire du dessin dlluygens du 
13 août 1672, par laquelle il trouve d'autre part : 

Huygens, 1672, août 13, à 12^1(r. 

Kaiser, 1862. nov. 1, à CMO-. 

- - 

Différence -.69476 jours 18^ 

Pendant cet intervalle, la planète a eCfectué 67719 rotations; d'où l'auteur 
conclut pour la durée de rotation : 

24^37-22% 643. 

Cette même observation de Huygens, combinée avec celle de Béer et Mâdler 
du 30 septembre 1830, à 17^22", lui donne comme résultat : 

Différence : 57757 jours 5M2-. 56296 rotations. 
Rotation - 24^37-22*, 595. 

En résumé, la rotation de la planète Mars est fiyée, depuis 1864, à 

2i^37•"22^6. 
à un dixième de seconde près. 

LIV. 1862-1864. — Analyse spectrale de lalmosphere de Mars, par Huggins, 

Miller, Rutherfurd et Vogel. 

Dans le cours de Tannée 1802, M. William Huggins, membre de la Société 
royale astronomique de Londres, et M. A. Miller, professeur de Chimie à 
King s-College de Londres, essayèrent pour la première fois d'appliquer 
l'analyse spectrale à l'élude des planètes Vénus, Jupiter, Mars et Saturne. 
Les résultats obtenus ont été publiés dans les Philosophical Transactions de 
l'année 18G4. Aux Etats-Unis, Rutherfurd entreprit en même temps la même 
recherche (*). 

Nous n'avons pas à nous occuper ici des autres planètes. En ce qui con- 
cerne Mars, son spectre fut observé notamment le 6 novembre 1862 et le 
17 avril 1803. Les principales raies du spectre solaire s'y montrèrent nette- 
ment marquées et Ton n'y découvrit aucune autre ligne un peu forte. 

Les 10 et 29 août 1864, les mêmes savants examinèrent de nouveau la pla- 
nète à l'aide d'un spectroscope perfectionné. Ils ne découvrirent dans le 
rouge aucune des raies d'absorption qu'ils avaient constatées dans les 
spectres de Jupiter et Saturne, mais tout à fait à l'extrémité du rouge, vers 

(«) Rutherfurd, Aatronomical observations with the spectroscope {Amer. Journal 
of Science, janvier 1863). —Miller et Huqgins, On the spectrum ofMars {Phil. Trans 
1864).— VooEL, Beobachtungen aufjier Sternwarte zu Hothkamp. Heft I, p. 66( As/r 
Nach,, n* 1864). 



1862-1864 ANALYSE SPECTRALE DE L'ATMOSPHÈRE DE MARS. 483 

les raies B et a in spectre solaire, ils constatèrent la présence de trois ligues 
fortes. 

Vers la raie F du spectre solaire, c'est-à-dire au commencement du bleu, 
immédiatement après le vert, le spectre de Mars montre un grand nombre 
de bandes d'absorption qui diminuent considérablement son éclat. Ces bandes 
fortes sont à peu près équidistantes, et se continuent jusqu'à l'extrémité 
violette du spectre. L^absorption de ces bandes est évidemment la cause de 
la prédominance des rayons rouges dans la lumière de cette planète. L'ap- 
pareil spectral à grand pouvoir dispersif résout ces bandes en groupes de 
lignes. 

La conclusion de cet examen est que, d'abord, Mars ne brille que par 
la lumière solaire réfléchie, et renvoie comme un miroir une image du 
spectre solaire. Ensuite, son atmosphère donne naissance aux raies d'ab- 
sorption dont nous venons de parler. Qu'est-ce que ces raies spectrales 
indiquent? Nous le saurons bientôt. 

Au mois d'août 1864, MM. Huggins et Miller ont remarqué que l'éclat du 
spectre de Mars avait diminué d'une manière remarquable vers la ligne F, 
par suite d'une série de groupes de lignes assez fortes et équidistantes com- 
mençant vers la raie F et se continuant vers la ligne la plus réfrangible du 
spectre. Au mois de novembre 1864, ces lignes étaient beaucoup plus faibles 
et pouvaient à peine être distinguées des lignes nombreuses appartenant au 
spectre solaire. L'impression de M. Huggins a été que la lumière de Mars, 
les 10 et 27 août, se montrait plus rouge et que les taches se voyaient plus 
distinctement qu'au mois de novembre. <c Si cette opinion, dit-il, était con- 
trôlée par les autres observations, on pourrait admettre que, vers la fin de 
l'année, l'atmosphère de Mars a été plus chargée de brouillards et de vapeurs. 
Ces brumes réfléchiraient une partie considérable de la lumière incidente, et 
par là ombreraient et cacheraient les couches inférieures de l'atmosphère de 
la planète ainsi que la surface du sol d'où provient probablement la couleur 
rouge; c'est cette couleur qui donne probablement naissance aux lignes 
d'absorption qui affaiblissent les rayons bleus et violets du spectre de Mars. 
Par une série d'observations télescopiques et prismatiques correspon- 
dantes, on pourrait sans doute faire des études efficaces sur la météoro- 
logie de la planète. » 

Les recherches faites en Allemagne, par Vogel, s'accordent avec celles 
faites en Angleterre et aux États-Unis, sur les lignes d'absorption du spectre 
atmosphérique de Mars. 

En réponse à une question de M. Pritchard : si un simple brouillard pro- 
duirait dans le spectre de la planète des lignes indicatrices des substances 
qui le composeraient, M. Huggins répond que le brouillard n'a aucune 



IH tl fttytZt «ifc* 



!(*#» ;a^ f*r*;, ^, J^fe jf*--^,* rv*jfc«r a î'^il ::t. .7-/^::; Î^W. D'auure part, lit- 
t$^A^t^t ^A, îfckrt t ^îtt /a6r*:f*i^, *axa ^t^ûtr^i;, ir>tiIfcrCTe et plo* transpa- 
ru^!^ ^* l^ïifô 'fo *t* f ^t. <>t:^ oi^enr^il^r, ronrzrrfe are^ r^ qa-e TΫit & 
4ir^ M. M>^fir>/**, ^/r, ;/Arrri*: ^rn ^»n/t;r*r^ qr*e, iors;r:e ratmo*pLère de Mars 
^*i J^if^ ^ urh^4^ t-x ^ i:iTOfr*fts, la Inmitrt At la planète es: pins rooge, en 
rri^/i^ UrrfDpfi /p;^ 3*^ Ua^*/:^ v»: in/>r*treat pluâ 4i«liactenienL 
X//fi* #rxarri;^<*jryf*% I;» *^it^ /î^ c^, r^:herche? en 1867. 

,V/u* r//i/;î ^m>^ dan» I^? ''rorjn» /ie cetUi élude à l'année 1804, qui a été en 
#j||^^jo^ *^/rt/r la r/ffttiuHSiiion de Voppfmiirm de 1862 par la proximilé à 
)a/(ii^n^ la plan^rle ii'e>l préf^entée, quoique pourtant elle ait été un peu 
rr^z/hm prf/^:Uft qu^n I8^;2 et surtout qu'en 1860; mais l'attention des aslro- 
nwuH% Y ét;iit partjcijlj/;r^;rnerit dirigée, et Ton espérait arriver à quelque 
4^4'jfHifftrU'. capir;ile. 

Non» vituoun déj/i d'étudier le» ini(K;rtantes observations de Kaiser et des 
np^Air<m'À)\ihU'M. (UfUiiuiUjuH cette période par l'analyse des observations de 
Tnntroriorne ;in(^laj« iMwe», Tobservalcur « â Tœil d'aigle ». 



LV, 1Hfî4, — Om»khvation« du Kév. W.-K. Dawes ('). 

(I«t habile et é/ninont obhcrvateur a présenté à la Société royale astrono- 
niiqui) d<) I/Oii'ln;M^ (h\un hh séance du 9 juin 1865, huit magnifiques dessins 
Hm tionn rrjjiro/liiiHonH ici et qui proclament un progrès considérable dans 
Tétud» d« iiolrr! |>I;m/;i(;. Oh observations ont été faites de novembre 1864 à 
janvier iHi\U^ /i raidr; d'un excellent objectif de 8 pouces construit par Cooke 
and HonM. 

« IMunleurM détallH curi(3ux et intéressants que je n'avais jamais reconnus 
aUHNi (liHtin('l(un()nt, dit rautenr, se sont manifestés pendant cette opposition 
(do IHlKi). I/un dcH jibiH rcnianjuahlesest un détroit long et mince qui court 
dauN la direction N.-K. et àS.-W., dans riiémisphèro nord, et qui se voit 
dUtlnrlenient dann hm dessins des 12 et 14 novembre, et plus faiblement 
daUH r.nlul du 10 novembre ainsi que dans celui du 21 janvier. J'avais déjà 

(*) IlopiifiitUi UUëQVtiatory, Uaddanhumi liucks, Angleterre* 



IS6i 



W.-H. DAWEB. 



remaniué et dessiné ce détroit dès l'année 1852, le pôle nord étunt alors 
également tourné vers nous, mais quoique la planète ait été alors en 
excellentes conditions d'observation [ayant une déclinaison nord de 24°), je 
ne l'ai pas vu aussi distinctcnieol avec l'instrument de 6 pouces ; do Munich, 
dont je me servais alors, qu'à l'aide do mon 8 pouces actuel. 

u Un autre objet intéressant a été l'ombre fourchue, dessinée notammeul 
le 14 novembre ainsi que le 20 et le 12 (moins distinctement). Je l'avais 
souvent remarquée on 1852 sous la forme d'une baie ovale avec un rivage 
régulier oL n'ai pas soupçonné une seule fois qu'elle pUt ôlre partagée ou 
irrégulière daus son contour. Mais, le 22 septembre 1802, j'ai constaté très 
nettement son aspect fourchu et il en a été de môme pendant toute la durée 
de la dernière opposition. Cet aspect donnait l'impression de deux embou- 
chures de fîcuvcs très larges ; mais je n'ai jamais pu reconnaître ces fleuves. 
Les excellents dessins faits par M. Lockyer en 18li2 montrent plusieurs fois 
cette baie, mais ne la montrent pas ainsi partagée en deux pointes. Il sera 
fort intéressant, dans les oppositions futiu-es, de vérifier si cette forme est 
permanente ou variable. // peu! se faire que la vicr se soit retirée de cette partie 
du rivage et ait laissé vne langue de terre vUilile. 

* Il est très difficile de noter avec certitude des variations dans l'aspect 
des difTérentes taches qui peuvent ôtre dues à des causes atmosphériques 
dans la planète elle-même. Celte difficulté pourrait sans doute être diminuée 
si l'on prenait soin de compai-er les vues lélescopiques aux configurations 
déjà connues des régions observées ; mais il me parait préférable de s^abstenir 
de toute référence et de toute idée préconçue, afin de faire des dessins abso- 
lument indépendants. L'atmosphère doit néanmoins jouer un certain rôle 
dans les causes de variations. Ainsi, pendant trois soirs consécutifs, les 20. 
21 et 22 janvier, j'ai observé une tache très blanche se montrant exactement 
à la même place au point marqué a sur le dessin du 21 janvier. Cette tache 
blanche n'était cerlainement pas visible les 10 et 12 novembre. Celte tache 
donnait l'impression d'une énorme masse de neige et était aussi brillante 
que la tache polaire australe de I8G2, Malheureusement, une série de nuits 
nuageuses m'empêcha de continuer ces observations. 

* » lUen ne me paraît mieux prouver que la teinte rouge de Mars n'est pas 
produite par l'atmosphère delà planète que ce fait que la coloration rougeâtre 
est toujours plus marquée vers le centre du disque, précisément où l'enve- 
loppe atmosphérique est la plus mince. Vers les bords du disque, les taches 
gi-ises sont presque entièrement effacées par la densité deralmosphcre, et la 
couleur réfléchie de ses bords est blanche ou blanche verditre, cette dernière 
coloratioa élaut peut-être un elfet de contraste avec le rouge du centre. 

• Le 1" décembre, quelques heures après l'opposition, j'ai obtenu quelques 



!se 



LA PLANËTE MARS. 



mesures du disque à l'aide d'un escelleni micromètre à double image. Il ne 
m'a pas été possible de reconnaître aucune trace d'aplalissement; au contraire, 
j'ai trouvé le diamètre polaire plutôt plus grand que le diamètre équatorial. 




d'une quantité însigniftanle d'ailleurs tO',0?). Ce résultat rappelle les 
mesures de Mars faites par M. Johnson avec l'héliomètre d'Oxford ('). 

(') Ces mesures publiées au lome XI,page29î, de l'Observatoire de Radcliffe, donnent, 
pour la distance moyenne de la planète au Soleil : 

Diamètre équatorial — 5', 901 

Dismètre polaire 'J',ô03 

Ici ie diamètre polaire est sensiblemeut supérieur au diamètre équaLoriat. 



isei W.-R. DAWES. IftT 

» Mon impression est que l'atmosphère de la planète Mars n'est pas habi- 
tuellement très nuageuse. Pendant la dernière opposition, les principales 
configurations se sont presque constamment montrées clairement et nette- 




ment. Je n'ai pas une seule fois pu constater qu'il 7 ait eu avec certitude des 
régions masquées par du brouillard et des nuages. La seule exception à cett« 
permanence consiste dans les taches très blanches notées en quelques rares 
circouetances et qui donnent l'impression soit de masses de neige, soit de 
masses nuageuses dont la surface réDéchit vivement la lumière solaire. On 
pourrait ajouter aussi à ces variations le fait assurément remarquable que 
l'on constate en comparant le dessin du 14 novembre à ceia du 10 et du 12 



188 LA PLANÈTE MARS. 

pour le pôle inférieur : il y avait au point marqué a dans les dessins du 10 
et du 12 une petite traînée grise bien évidente le 14 novembre, à minuit; elle 
n'existait certainement pas aux deux autres dates, où cependant les détails 
voisins étaient parfaitement visibles. » 

A ces observations si intéressantes, Dawes ajoute en post-scriptum les re- 
marques suivantes : 

Eu recourant à mon registre et à mes dessins de l'année 1852, je vois que, 
cette année-là, j'ai souvent observé une traînée particulièrement blanche le long 
du rivage marqué a sur le dessin du 20 novembre 1804 comme attirant particu- 
lièrement l'attention par son éclatante blancheur. Il semble donc qu'il y aurait là 
quelque cause permanente ou du moins assez fréquente amenant cet éclat parti- 
culier. Cependant, comme cette région est voisine de Téquateur, il ne parait pas 
vraisemblable d'attribuer cette blancheur à des nuages et encore moins à de la 
neige, à moins qu'il n'y ait là des plateaux très élevés au-dessus du niveau delà 
mer («). 

Ces magnifiques dessins de Dawes constituent, comme nous Tavons re- 
marqué plus haut, un progrès considérable dans notre connaissance des 
détails de la topographie martienne : la baie fourchue du Méridien y est dé- 
couverte dans sa forme normale, ainsi que le détroit Herschel II, les rivages 
de la mer du Sablier, et la plupart des conflgurations représentées sur notre 
carte (p. 69). A la baie du Méridien, qui donne naturellement l'idée de Yem- 
bouchurc de deux fleuves, Tobservateur a cherché ces fleuves sans parvenir à 
les découvrir : M. Schiaparelli les a découverts treize ans après, en 1877. 

I/Ile blanche observée le 21 janvier se trouve sur notre carte, à l'inter- 
section du 60® méridien et du cercle polaire austral. Elle n'est pas toujours 
visible, non plus que sa voisine. 

Remarquons aussi ce qu'il dit de la coloration de Mars et de son atmo- 
sphère. La coUoration rougeâtrc de la planète est toujours plus marquée dans 
la région centrale du disque que vers les bords. Donc elle n'est pas produite 
par l'atmosphère, puisque c'est justement verà le centre du globe que la 
lumière réfléchie par la surface a la moindre épaisseur d'air à traverser. C'est 
ce qu'Arago avait déjà conclu (p. 133). 

La visibilité presque constante des taches de Mars, la rareté des nuages, 
la faiblesse de la pesanteur à la surface du globe, conduisent à penser que 
l'atmosphère de Mars est très faible. Celle de la Terre est si dense que les 
détails de la surface terrestre doivent être bien moins visibles de loin que 
ceux de Mars. D'après les recherches de Langley, 40 pour 100 des rayons 
solaires qui arrivent verticalement sur notre almosphère sont absorbés par 

. (*) Royal astronomical Society, Monthly Notices, t. XXV, et Mcmoir», t. XXXI V. 



1864 JOHN PHILLIPS. 189 

elle. Des 60 qui arrivent à la surface du sol, moins du quart peut ôti*e 
réfléchi par le sable jaune même, et ce quart doit encore perdre 40 pour 100 
en traversant Tatmosphère. Il n'y aurait donc, pour la Terre, pas plus de 
8 ou 9 pour 100 des rayons lumineux qui pourraient atteindre l'œil d'un obser- 
vateur lunaire. De loin, la Terre doit donc paraître blanchâtre ,même par le 
ciel le plus pur ('). 

La comparaison de ces dessins avec notre carte conduit à une conclusion 
identique à celle que nous avons tirée tout à l'heure des observations de 
Kaiser. La mer Terby est allongée au lieu d'être ronde : elle ressemble à 
une feuille au-dessous, une seconde tache, offrant le même aspect, est beau- 
coup trop vaste; le détroit Jlerschel II se détache nettement, mais la baie du 
Méridien n'est pas ronde et isolée comme dans les observations de Béer et 
Madler. Tout conclut en faveur de variations certaines dans ces aspects géogra- 
phiques. 

LVL 1864. — John Phillips. 

Le professeur émérite de TUniversité d'Oxford, dont nous avons déjà re- 
marqué les observations de Tannée 1862, a continué l'étude de Mars pendant 
l'opposition de 1864 et en a présenté les résultats à la Société royale de 
Londres dans sa séance du 12 janvier 1865 (*). 

Il constate d'abord que les aspects géographiques se sont présentés en 1864 
à peu près tels qu'on les avait dessinés en 1862. On en a fait de nouveau 
plusieurs dessins, du 14 novembre au 13 décembre, et l'on en a construit un 
planisphère que nous reproduisons ici. L'auteur donne le nom déterre (tend) 
aux régions orangées, et de mer (sea) aux régions verdâtres, comme on 
l'admet généralement, mais, à l'opposé de ce que l'on voit, en général, il 
note les premières plus foncées que les secondes. Un certain état brumeux 
[foggines) a été noté en plusieurs circonstances, entre autres les 18 et 20 no- 
vembre. Les mers ont paru moins vertes qu'en 1862. En général, tout était 
moins net. Mais la planète était plus loin de nous en 1864 qu'en 1862. 

a Des taches blanches, sans doute des neiges, ont été vues d'une part entre 
45" et 50^ de latitude sur le 30* méridien de la carte construite par l'auteur, 
d'autre part au 50« degré de latitude, à la longitude 225*^. Il y avait moins de 
neiges autour du pôle sud qu'en 1862. » 

Phillips se demande ensuite si les couches atmosphériques inférieures ne 
jouent pas un rôle dans la coloration de la planète, qui rappellent souvent 

{') Americmi Journal of Science, t. XXVIII, p. 163. 
(') Proceedings of the Royal Society, 1865, p. 42-46. 



190 



LA PLANlîTE MARS. 



celle des nuages éclairés par le soleil couchant. » 11 faut, du reste, qu'il y nit 
de grands transports de vapeur d'eau pour amener les neiges d'un pôle ;i 
l'autre, suivant l'alternance des saisons, n 

L'auteur a observé des neiges jusqu'à 50* ou môme 45° de latitude; 
M. Warren de la Rue jusqu'à 40° au mois d'avril 1856. C'est à peu près 
comme sur la Terre en hiver. L'étendue des neiges se ressemble parfoîsbeau- 
coup en des années martiennes différentes, comme on peut le reconnaître 
en comparant le dessin de sii' John Herschel du 16 août 1830 [voy. p. 121 1 
avec celui de l'auteur du 27 septembre 1862 {p. 164). 

1 Les climatsde Mars paraissent presque identiques à ceux de notre monde, 
car là comme ici, de bO" de latitude aux pôles, la vapeur d'eau donne nais- 
sance à des neiges périodiques, et de l'équaieur à 40° environ la tempéra- 




PlaDiBpl 



ture reste toujouio assez tlevee pout pioduiie une evaporation normale 
atmosphère généialement pure dans les régions equatoriales et tropicales 
neiges variables jusqu a une ceriaine distance des pôles C est sans doute la 
constitution de l'atmosphère qui permet ces climats quasi-terrestres sur une 
planète plus éloignée du Soleil que la nôtre dans le rapport de 152 à 100, el 
pour laquelle la chaleur reçue de l'astre central n'est que dans le rapport 
de 231 à 100. L'atmosphère, en atténuant le rayonnement, en conservant la 
chaleur solaire, rend les hivers et les nuits moins froids qu'ils ne le seraient 
sans elle. L'influence atmosphérique parait être la même sur Mars que chez 
nous, et plus importante encore. Il en résulte que. selon toute probabilité, 
nous pouvons regarder Mars comme habitable. » 



1864 FÉLIX VON FRANZENAU. 191 

Tel est le résultat des observations du professeur Phillips. Nous repro- 
duisons ici, en fac-similé, le planisphère qui accompagne ce Mémoire. 

Ces observations paraissent avoir été faites avec le même instrument que 
celles de 1862. 

Il n'est pas très facile de se reconnaître sur cette carte. D'abord, il faut par 
la pensée voir foncé ce qui est pâle, et réciproquement. On devine alors la 
mer du Sablier dans la configuration pâle triangulaire qui descend presque 
verticalement sur le 20* méridien. Au-dessus de cette mer, la grande tache 
blanche est la terre de Lockyer. Le continent sur lequel est écrit Land est le 
continent Herschel I. Le 0® ou le premier méridien de ce planisphère corres- 
pond à peu près au méridien 315^ de notre carte. Les méridiens sont comptés 
de la droite vers la gauche, de l'Est à l'Ouest, au lieu de 1 être de TOuest à 
l'Est. Notre zéro se trouve sur le 315* méridien de cette carte, à l'extrémité 
du ruban claij' qui prolonge comme un golfe long et étroit la mer du Sablier 
à droite. 11 y a 45** de différence entre les deux méridiens initiaux. 

LVIL Même année. — Félix von Franzenau. 

M. de Franzenau a fait ;à l'Observatoire de Vienne une étude fort intéres- 
sante accompagnée de six dessins remarquables que nous reproduisons ici. 
Nous traduisons textuellement ce petit Mémoire (*). 

La situation assez favorable de la planète Mars, pendant sa dernière opposition, 
m'a engagé à faire les observations qu'on va lire, et que j'ai effectuées à l'aide 
du réfracteur de G pouces qui m'a été gracieusement prêté par l'Observatoire. Je 
me proposais d'obtenir des représentations aussi fidèles que possible de la surface 
de la planète, de la forme de ses taches, et de ses conditions atmosphériques. 
Malheureusement, le temps extraordinairement mauvais qui n'a cessé de sévir 
a entravé un grand nombre de mes observations. En somme, je n'ai pu en effec- 
tuer que sept, et encore la dernière a-t-elle dû être laissée de côté comme im- 
parfaite. 

Ces quelques dessins permettent de constater la permanence des taches de 
Mars, et leur ressemblance saisissante avec celles des dessins de Madler. 

Pour réclaircissement de ces dessins, il est entendu que N. S. P. signifient Pôle 
Nord, Pôle Sud et Phase; par s je désigne la neige ou du moins ce qui y ressem- 
ble, au pôle nord. 

I. 8 novembre 1864, 9*»30'», heure de Vienne, a, b sont deux grandes taches 
très sombres séparées par v. La couleur noire et la netteté des contours des trois 
pointes de a est tout à fait remarquable; ies environs c, g y /i, i, fe sont des om- 

{')Mar8 in November 1864. Sitzungsbericlite der K. K. Acad, dev Wissenachaften 
"Wien, 1865, LUI, Band; p, 509. 



LA PLANÈTE MARS. 





8 novembre. & 9^30-. 





10 novembre, é. Ji'SO-, 





la novembre, a a^JO'. 
Fig. 122. -~ Obiervatiom de la planèta Mors, par von Franz«n«u, e 



FÉLIX VON FHANZENAU. 





ïïombrc, à7»4ô". 





M) novembre, iS'îO-. 





2î novembre, àÛ». 



Fig. I!3. — UbservaliunaUo laplaaclu Mars.parvoa Franzenau, en ISSii 
Flamuahiox. — Mart. V. 



194 LA PLANÈTE MARS. 

brcs grises à peine visibles, sans contours nettement arrêtés; x, y, z, senties 
parties rouge clair de la planète. 

II. 10 novembre, Q^^SO»». Les taches sont restées les mêmes, modifiées seulement 
par la rotation. La tache b s'est beaucoup augmentée en d; la bande /", que je 
n'avais fait que soupçonner, apparaît très distinctement. Quant à la neige polaire 
inférieure, elle se montre divisée en deux parties séparées par un intervalle sombre. 

III. 15 novembre, 9^30". Les progrès do la rotation commencent à influer beau- 
coup sur la forme des taches. La tache a a perdu complètement son aspect pri- 
mitif et descend beaucoup plus vers le Nord ; b s'est encore agrandie vers c; quant 
à cette dernière partie, elle est, ainsi que d, très faiblement éclairée dans les en- 
virons de 6 ; le continent rougeâtre x est arrivé vers le milieu de la figure et a 
atteint son plus grand développement; s semble à peu près disparue, car les en- 
virons du pôle nord sont presque aussi sombres que h et f. Tout l'hémisphère 
nord semble couvert d'innombrables petits nuages gris. 

IV. 20 novembre, 7*» 45°». La tache a est tout près de disparaître, b a atteint le 
milieu de la figure et, dans la partie ouest, c est ainsi que cl plus nettement visible 
qu'auparavant, u est une partie claire entre les taches b, c et d; quant à w, c'est 
une nouvelle tache rouge clair. 

A remarquer l'extraordinaire obscurité de la tache f, qui semble se rencontrer 
avec d. 

V. 20 novembre, 9^,20"". Ce dessin a été fait le jour môme, deux heures plus 
tard ; les taches principales sont plus rapprochées du méridien central de la planète 
et présentent, par conséquent, plus do détails à observer; c est bien plus vaste et 
plus net; u se distingue plus facilement, comme une séparation; f se réunit à d 
au point q ; une nouvelle tache, p, est apparue. 

VI. 22 novembre, 9^. L'intervalle entre ce dessin et le dessin n'' IV embrasse 
presque deux périodes de rotation de Mars. La seule modification est on r: la neige 
du pôle nord semble s'étendre beaucoup plus vers le Sud, mais sans limites bien 
définies. A remarquer la teinte sombre des parties nord de la tache b et de la 
pointe de d. 

Telles sont les observations de von Franzenau. Ce qu'elles offrent de pluâ 
remarquable, c'est, d'une part, leur conformité avec celles de Béer et Madler, 
conduisant à l'opinion de la permanence des configurations, et, d'auti-e part, 
un détail assez curieux, celui d'un isthme blanc au-dessus de la mer du Sa- 
blier, visible sur les dessins IV et YI, des 20 et 22 novembre. (Nos lecteurs 
ont reconnu cette mer dans la tache d. ) Était-ce une bande de nuages ? Ce 
n'est pas probable, car on retrouve celte même solution do continuité sur 
des dessins de Madler en 1841 (voy. p. 119), W. de la Hue en 1856 (p. 128), 
lord Rosse en 1862 (p. 167). Est-ce une profondeur moindre, et variable, de 
la mer? Ces divergences seront discutées plus loin. Les dessins de Franzenau 
nous conduisent donc encore à notre double conclusion î permanence et 
variations* 



1864 J. C. zbLLNER, SEIDEL, SCHMIDT. — PHOTOMÈTRIE. 195 

LVIII. Môme année, 1864. — Talmage. Secchi, Rudolf Wolf. 

Pendant cette même opx)Osition de 18C4, M. Talmage (*), observateur an- 
glais, a remarqué, principalement à la date des 14 et 18 novembre, que le pôle 
sud présentait une élévation très accentuée au-dessus du disque de la pla- 
nète, élévation causée sans doute par un effet d'irradiation de cette intense 
lumière blanche, réfléchie par la neige, et qui, mesurée au micromètre, attei- 
gnait 2'', 5. L'auteur fait remarquer que cette observation est identique h 
celles faites par William Ilerschel, les 17 avril 1777 et 20 mai 1783 (voir 
plus haut, p. 51, fuj. 17 et p. 57, fig. 13). 

Le 24 novembre, les taches de Mars ont paru plus distinctes que jamais, et 
pourtant, ce jour-là, notre atmosphère était assez trouble; l'observateur croit 
pouvoir en conclure (jue plus noire atmosphère est claire et moins les détails 
de la planète Mars sont visibles. (Il avait observé Mars sans grand succès 
en 1862, sous le beau climat de Nice.) Nous aurons lieu de discuter cette as- 
sertion qui n'est pas tout à fait paradoxale. 

Le P. Secchi a réobservé Mars pendant cette même opposition de 1864. 
Nous avons signalé plus haut ces observations (p. 149). 

Remarquons encore, parmi les études de 1864, celles de M. Wolf . de Zurich ( * ) . 

Dans le but d'obtenir une nouvelle détermination de la durée de rotation 

de la planète, le savant directeur de l'Observatoire de Zurich a comparé 

un dessin fait par lui le 19 novembre 1864, à 10*'30'", avec un dessin de Secchi 

du 26 septembre 1862, à 9M5° [Voir plus haut, p. 146, fig. 86, B) et a trouvé 

pour cette durée 

24'»37"22\9. 

LIX. Même année, 1864. — J. C. Zôllner, Seidel, ScifMiDT, Photométrid 

Zollner et Seidel, physiciens allemands, ont fait, pendant cette même oppo- 
sition de Mars, des observations photométriques (') d'où il résulte que Mars 
ressemble à la Lune quant à la variation de lumière réfléchie suivant les 
phases et quant au grand éclat des portions marginales du disque. D'autre 
part, Zôllner trouve que Valbedo de Mars, c'est-à-dire son pouvoir réfléchis- 
sant moyen, n'est guère plus grand que celui de la Lune, à peine de moitié 
en plus. Jupiter et Saturne ont, au contraire, un grand pouvoir réfléchissant. 
La cause x)araît due à ce que, sur ces deux planètes, ce sont les nuages de 

['•) On an appearancc prescntcd by ihe spota ou tlic planct Mars (Monthly Notice^ 
Vf II A. S., 18C5, p. 193). 
(0 Aslronouiischc Mittheilungen, n* 22, p. 57. 
C) Photometrische Untersuchungen ; Leipzig, 1805. 



I9G LA PLANÈTE MARS. 

leurs atmosphères qui réfléchissent la lumière solaire, tandis que, sur Mars, 
c*est surtout le globe planétaire lui-même. Ces deux planètes ont un albedo 
respectivement quatre et Irois fois plus grand que celui du sol lunaire. 

La dégradation d'éclat delà Lune, avant comme après la Pleine Lune, tout 
aussi bien que le grand éclat du bord, peuvent être expliqués par les inégalités 
de la surface. Zôllner trouve que, pour que ces inégalités produisent les varia- 
tions d'éclat observées, l'angle d'élévation moyen de ces inégalités devrait 
être de 52° pour le sol lunaire. Dans la même hypothèse, les changements 
beaucoup plus rapides de Téclat de iMars demanderaient pour ses montagnes 
un angle de.7G° en moyenne. 

Zôllner donne la Table suivante pour exprimer Talbcdo ou le pouvoir ré- 
fléchissant, autrement dit l'éclat moyen, de chaque planète 

La Luno renvoie 0, 174 de la lumière reçue. 

Lo Sable blanc »> 0,237 » 

Mars u 0,2G7 » 

ÎSaturne » 0,498 » 

Jupiter » 0,624 » 

Lo papier blanc » 0.700 » 

On voit que, d'après ces évaluations, Mars garderait les 733 millièmes ou 
plus des 7 dixièmes de la lumière solaire qui lui arrive, et n'en renverrait 
dans l'espace que les 267 millièmes, tandis que Jupiter avec son atmosphère 
nuageuse paraît presque aussi brillant que du papier blanc et renvoie plus 
des 6 dixièmes de la lUmière qu'il reçoit. Mars utiliserait donc pour lui bien 
plus de rayons solaires que Jupiter. 

Seidel (*) avait trouvé pour l'éclat de Mars relativement aux étoiles : 

Mars en apposition = 2,97 x Vdga, 

soit près de trois fois celui de Véga, observations faites à l'aide du photo- 
mètre objectif de Steinheil. Relativement au Soleil, Zôllner a trouvé avec son 
photomètre : 

Mars en opposition — ; x Soleil. 

^* t)yy4uuuuuo 

Cette détermination de Zôllner correspond h une grandeur d'étoiles— 2,25. 
Jules Schmidt (*) a déterminé, par de nombreuses observations, les dates 
auxquelles Mars devient égal en éclat à diverses étoiles de première gran- 
deur. Appelant r le rayon vecteur de la planète à un moment donné et A 
sa distance à la Terre au même instant, il trouve, par exemple, que 

\_ 

= Aldébaran — — J,258. 



Mars = Sirius, quand log --— - = T,944 



(') nayerische Aliiidemie dcr Wissenschaflcn, Mûnchen. 1859. 
(M Astr. Nach., t. XCIII. 1880, p. 93. 



LE D' TERBT. — OBSER VATrONS. 



L\. 



i a 1875. — Le n' TEitni 



M. F. Terbj', docteur es sciences, à Louvain, auquel l'Aréograjihie est rc- 
ilcvablc ilo Iraraux si persévérants et si considérablcâ, a lait une observation 
assidue de la iilanùle Mars depuis l'opposition de ISOl jusqu'au moment oi'i 
nous écrivons ces lignes, et a prie soin d'en publier régulièrement les résul- 
tats dans les Bulletins de l'Académie des Sciences de Belgique. Les premières 
observations do cet astronome ont été obtenues â l'aide d'une csccllentoluuottc 
Sacrélan de 108™", munie de grossissements de 120 et 180 fois, et parfois 
milnie 240. Nous parlerons d'abord ici, de celles qui sont antérieures à l'op- 
position de 1877, qui a commencé un nouveau cycle dans l'étude de notre 




mmm 



Fig. 



- Croquis do Marg. par M. Tcrby, ( 



planète. Les Notices présentées à l'Académie de Iletgiquo par notro éminent 
collègue sont accompagnées de 23 dessins pour 1%4 et 1807, 36 pour 1871, 
12 pour 1873 et 32 pour 1&75. Les cioquis de cp.s deux dernibres années sont 
ceux qui oITrent le plus de détails. On y reconnaît notamment la mer du Sa- 
blier, la mer Maraldi, le détroit Herschel 11, la larhe polaire boréale, ainsi 
que l'australe. Parmi ces nombreuses figures, nous en repruduirons d'abord 
six de l'année 1873 comme particulièrement intéressantes. Elles ont élé prises 
au:: dates indiquées au-dessous de chaque dessin. 

Dans ces dessins, la lettre a indique la mer Knolwl; la lettre b, l'océan do 
a Rue ; la lettre c, la haie du Méridien et le détroit Ilerscbcl II ; la lettre d, la 



198 



LA PLANÈTE MARS. 



mer du Sablier ; la lettre ^, la mer Delambre et ses environs ; la lettre f, la mer 
Maraldi. Dans le dessin du 24 mai, on voit en mn une séparation, qui est 
assez curieuse, observée également le 22 mai. Cette division existe également 
sur deux dessins de 1875, faits le 20 juillet. Sur le dessin du 20 mai 1873, on 
aperçoit en eh la passe do Nasmyth. 

En 1871 et 1873, la tache la plus foncée et la mieux visible a été (comme 
d'habitude d'ailleurs) , la mer du Sablier. L'atmosphère de Mars a paru plusieurs 
fois assez trouble, notamment en 1871, pour effacer les configurations et 
interdire tout dessin. 

Plusieurs dessins de 1875 offrent également un intérêt particulier. Le pre- 
mier, du 14 juin [fig, 125, A), fait à 11*' 30", montre en m une dentelure et en 






H juin, il 11'' ÎW». 



11 juin, n minuit. 



17 juillet, à'.)»» 10"», 






20 juillet, ù 9k lO"». 



20 juillet, ù 10'«20». 



2i juillet, â8''40"' 



Croquis de Mars, par M. Terby, en 1875. 

d une pointe anguleuse très foncée. Cette longue tache grise, formée par les 
mers Hooke, Maraldi et du Sablier, se retrouve sur un dessin presque iden- 
tique fait par Schrœter le 9 septembre 1798, à 9*^55'" yVoir plus haut, p. 74. 
fig. 55). Or, cette pointe anguleuse sombre est la région droite de la mer du 
Sablier, alors plus foncée que la région inférieure, comme on le voit sur la 
figure suivante, faite par M. Terby une demi-heure plus tard. On distingue 
alors la partie inférieure que Ton n'avait pas aperçue plus tôt, et Ton s'ex- 
plique, en regardant ce dessin d'un peu loin, que parfois on ait pu arrêter 
la mer du Sablier à cette région plus foncée, comme dans le premier des deux 
dessins. C'est encore là un témoignage incontestable en faveur des variations 
de tons qui arrivent dans les mers martiennes, car parfois cette même région 
s'est montrée plus claire que Taxe vertical de cette mer. 



1865 C. FLAMMARION. -^ MÉTÉOROLOGIE MARTIENNE. 199 

Le troisième montre à gauche de la mer du Sablier (d) une dentelure m et 
une langue de terre en n, rappelant la séparation signalée tout à Theure pour 
1873, et que nous avons remarquée aussi dans les dessins de Franzenau 
(p. 193). Cette même séparation se retrouve dans les deux figures du 20 juillet. 

Les pôles sont marqués par une tache neigeuse; il y en avait même deux 
au pôle inférieur, le 20 juillet, à 10*'20", ce qui rappelle encore un dessin 
de Franzenau du 10 novembre 1864, et un de Secchi du 16 novembre 1862 
(p. 1471. 

Le dernier croquis montre la mer Maraldi et la baie de Huggins et 
rappelle une observation de Schrœter. 

Ces observations de M. Terby conduisent aussi à notre conclusion perpé- 
tuelle : permanence des taches fondamentales, mais variations réelles dans 
les détails. 

Si Ton se reporte à notre carte (p. 69), on reconnaît la nécessité de tracer 
un banc de sable, une ligne de fond parfois découverte au-dessus de la 
mer du Sablier, à gauche, obliquement, h travers la mer Flammarion. 
L'ensemble des observations donne Timpression que ces eaux ne doivent 
pas être très profondes. 

LXI. 1865. — C. Flammarion. Recherches sur la planète Mars (*). 

L'interprétation des observations de Mars est soumise à discussion. Dans 
la revue scientifique le Cosmos du 26 juin 1863, nous avions discuté les obser- 
vations de neiges polaires et émis l'idée que ces neiges pouvaient être dues à 
une eau chimiquement différente de la nôtre ; et nous avions en même temps 
exprimé l'espérance de voir bientôt une mappemonde méridienne complète 
de Mars succéder aux projections polaires de Béer et Miidler (Cosmos, 1863, 1. 1, 
p. 751). En 1865, revenant sur le môme sujet, nous constations que, d'après 
les observations de 1864, la ligne isotherme de 0*» oscille comme sur la Terre, 
pour les deux hémisphères, jusqu'à 45** de latitude, ce qui paraît indiquer une 
température moyenne peu différente de notre globe, malgré la plus grande 
distance de Mars au Soleil. Mais, ajoutions-nous, « qui nous assure que le 
degré de congélation de Teau terrestre et de cristallisation de notre neige 
soit celui auquel se produisent sur cette planète les mômes phénomènes? On 
pourrait plutôt penser le contraire, puisque Tébullition dépend du rap- 
port spécial qui existe entre la vapeur du liquide et la pression atmosphé- 
rique et que la congélation diffère semblablement selon les substances. C'est 
aller trop vite et trop loin que de transporter les phénomènes terrestres sur 
une région étrangère à celle où ils se produisent. » (Cosmos, 1865, t. II, p. 315 ). 

{*) Cosmos des 6, 20 septembre et 11 octobre 1865. 



200 LA PLANÈTE MARS. 

LXII. 1867. — HuGGixs, Secghi : Analyse spectrale de ratmosphère de Mars, 

Nous avons vu plus haut (1862, p. 182), les premières recherches sur le 
spectre de Mars, faites par Rutherfurd, Huggins, Miller et Vogel. M. Huggins 
y constata la présence des principales lignes du spectre solaire, et Rutherfurd, 
notamment, les raies C, D, E, t et G de Fraunhofer. A la séance de la Société 
royale astronomique de Londres du 8 mars 1867, M. William Huggins pré- 
senta sur ce sujet un nouveau mémoire dont voici le résumé. 

Mars ne brille-que par la réflexion de la lumière solaire. Son atmosphère 
absorbe une partie de cette lumière et indique par son spectre quelles sub- 
stances la composent. Dans la région bleue et indigo de ce spectre, les raies 
ont paru trop faibles pour pouvoir être sûrement identifiées. Dans la région 
rouge, la raie C du spectre de Fraunhofer est parfaitement visible et son 
identité a été certifiée par les mesures du micromètre. A partir de cette ligne 
jusqu'à l'extrémité la moins réfrangible du spectre, on aperçoit un grand 
nombre de raies sombres. Une ligne très forte a été mesurée micrométri- 
quement au quart de la distance de C à B. Comme on ne voit rien d'ana- 
logue en ce point du spectre solaire, on peut la considérer comme résultant 
do l'absorption causée par l'atmosphère de la planète. Les autres raies dans 
le rouge peuvent être identifiées, au moins en partie, avec B et a, ainsi qu'avec 
les lignes voisines du spectre solaire. 

Le 14 février 1867, l'observateur remarqua des raies faibles des deux côtés 
de la ligne D. Celles du côté le plus réfrangible étaient plus fortes que celles 
de l'autre côté. Elles occupent des positions qui paraissent coïncider avec 
les groupes que l'on voit lorsque la lumière solaire traverse les couches infé- 
rieures de l'atmosphère et qui sont produites par Tabsorption de gaz ou de 
vapeurs, notamment de la vapeur d'eau. Ces lignes indiquent probablement 
l'existence de substances semblables dans l'atmosphère de la planète. Elles 
n'étaient pas causées par l'atmosphère terrestre, car elles étaient absentes 
au même moment du spectre de la Lune, quoique celle-ci fût alors à une 
moindre altitude que Mars. 

M. Huggins a également observé le spectre des portions les plus sombres 
du disque de Mars, c'est-à-dire des mers. Leur spectre est beaucoup plus 
faible dans toute sa longueur. Les matières qui forment ces régions foncées 
absorbent également tous les rayons du spectre. Nous pouvons en conclure 
que, comme couleur, elles sont neutres ou à peu près. 

La couleur rouge de Mars ne doit pas être attribuée aune absorption élec- 
tive, c'est-à-dire à une absorption de certains rayons seulement qui produi- 
raient des intervalles sombres^dans son spectre. D'ailleurs, il n'est pas probable 



1867 IIUGGINS, SECCIII. — SPECTROSCOPIE. 201 

que cette coloration si caractéristique ait son origine dans Tatmosphère do 
la planète, car la lumifere réfléchie des régions polaires reste blanche, quoi- 
qu'elle ait traversé une plus longue épaisseur d'atmosphère que celle qui 
nous arrive des régions centrales du disque; c'est dans ces régions centrales 
que la couleur est la plus marquée. Elle tire certainement son origine de la 
surface de la planète. 

Les observations photométriques de Seidel et Zôllner confirment cette 
interprétation. Elles montrent que Mars ressemble à la Lune, quant à la va- 
leur anormale de la variation de la lumière réfléchie selon Taccroissement ou 
le décroissement de la phase, et également pour le plus grand éclat des régions 
marginales du disque. De plus, Zollner a trouvé ( p. 196) que Talbedo de Mars, 
c'est-à-dire le pouvoir réfléchissant des différentes parties de son disque, 
est seulement une fois et demie plus grand que celui de la surface lunaire. Ces 
caractères optiques s'accordent avec Tobservalion télescopique pour montrer 
que, dans le cas de Mars, la lumière solaire réfléchie vient presque entière- 
ment de la vraie surface de la planète^ et non pas d'une enveloppe do nuages 
comme pour Jupiter et Saturne. Dans ces deux dernières planètes, le disque 
est moins brillant sur les bords que dans la région centrale. Nous avons vu 
plus haut que ces deux planètes ont un albedo quatre et cinq fois plus 
grand que la Lune. 

En même temps que Huggins s'occupait de celte question en Angleterre, 
et Zôllner en Allemagne, en Italie, le P. Secchi étudiait de son côté les pla- 
nètes Jupiter, Saturne, Uranus, Mars et Neptune dans ses recherches spec- 
troscopiques sur les corps célestes (^). 

a Mars, écrit-il, a montré des raies atmosphériques terrestres, assez faibles 
au centre du disque, mais fortes vers le bord ; ce qui prouve l'existence d'une 
tmosphère analogue à la nôtre. * L'auteur donne plus loin deux observa- 
tions, des il février et 28 avril 1869, qui se bornent à témoigner d'une zone 
nébuleuse voisine de la raie G et d'une autre dans le rouge extrême. Les 
atmosphères de Jupiter, Saturne et Uranus diffèrent beaucoup plus de la 
nôtre. 

L'atmosphère de Mars paraît faible et raréfiée : « La sua atmosfera è assai 
piccola e sotile. » 

La môme recherche a été reprise en 1872 par Vogel en Allemagne, et les 
résultats ont confirmé ceux de Huggins et Secchi, quant à l'existence sur 
Mars d'une atmosphère analogue à la nôtre au point de vue de la vapeur 
d'eau qui donne naissance aux raies observées. Nous retrouverons plus loin, 
en 1872, les recherches de Vogel sur le môme sujet. 

[') Sugli SpcUri prismatici di Corpi celesti. 1 br. in-8; Rome, 1868. 1 br. n-4; 
Home, 1872. 



202 LA PLANÈTE MARS. 

LXIII. 1867-1873. — John Browning, Barnes, Johnson, Elger, 
Grover, Knight, Bagkhouse, Noble et Williams. 

Le premier de ces observateurs, John Browning, excellent constructeur 
d'instruments d'optique à Londres, a publié dans The Intellecttml Observer 
huit chromo-lithographies de Mars, d'après ses dessins faits du 8 janvier au 
24 février 1867. 

Il a également présenté à la Société astronomique de Londres, le 10 mai 1867, 
une série de treize dessins coloriés (y compris ceux dont nous venons de 
parler), faits par lui, du 29 décembre 1866 au 24 février 1867, à Taide d'un 
télescope à verre argenté de 8 pouces |, construit par Barnes. La colora- 
tion du disque varie depuis le rose jusqu'à Tocre, la nuance étant d'autant 
plus rouge qu'il y a plus d'humidité dans notre atmosphère. Les bords du 
disque sont très pâles. Les taches sombres sont d'un gris bleuâtre ou ver- 
dàtre. 

On a vu assez fréquemment de légères taches blanches paraître sur le disque, 
être emportées par la rotation et devenir presque aussi blanches que les 
neiges polaires en approchant du bord du disque. Ces nuages étaient, en gé- 
néral, mal définis dans leurs contours et de formes circulaires. On les a 
toujours observés dans la région de Téquateur. 

Le 31 mars, à 7 heures, on a fait un dernier dessin qui correspond exacte- 
ment à celui qui avait élé obtenu le 23 février, à 9 heures. « Dans ces deux 
dessins, écrit l'auteur, la tache désignée habituellement sous le nom de mer 
du Sablier (Hoiir-Glass Sea], est représentée comme venant de passer au 
centre du disque de la planète. ^ 

Le constructeur Barnes a fait en môme temps des dessins de Mars qui 
s'accordent très bien avec ceux de Browning. Dans cette double série, on 
retrouve également deux vues identiques h celles de Warren de la Rue, re- 
produites plus haut ; mais elles n'offrent qu'une lointaine ressemblance avec 
celles de Secchi, et pas la moindre avec celles de Béer et Miidler. 

Browning a construit en 1868 un globe de la planète Mars, d'après la carte 
de Procter, dont nous allons parler, et en a tiré des vues stéréoscopiques 
assez curieuses. Depuis plusieurs années, Warren de la Rue avait obtenu 
d'excellentes vues stéréoscopiques directes de la Lune, en combinant entre 
elles des époques de libration correspondant aux mêmes phases et donnant 
un angle suffisant pour le relief. (L'angle est même un peu trop grand sans 
doute, car nous ne voyons pas d'autre cause à laquelle nous puissions attri- 
buer la forme ovale trop allongée de ces vues stéréoscopiques de la Lune. ) 

Parmi les autres observations faites en 1867, signalons celles de MM. Joyn- 



1867 WILLIAMS. — PROCTOU. 203 

son, Elger, Grover ol Kiiightcn Angleterre. On trouve dans The Astronomical 
Hegistev des études faites pendant Topposition de 18G7 par les observateurs 
dont nous venons de citer les noms. La conclusion dos premières est que, 
près du pôle sud, il y a une bande permanente. M. Elger remarque que 
la coloration du disque est toujours plus forte dans la région centrale 
que vers les contours et que les taches s'effacent vers ces bords, Rien de 
nouveau. 

La bande australe que M. Joynson croit continue est celle que nous avons 
remarquée dans les dessins de M. Terby, de 1875. Elle est formée par la 
presque continuité des mers Maraldi, Hooke, Flammarion, du Sablier, océan 
Dawes, océan de la Rue, mer Cottignez et mer Schiaparelli (voy, p. 69). 

Signalons encore pour cette époque les observations de T.-W. Backhouse, 
faites pendant les oppositions de 1807, 1869, 1871 et 1873. Elles n'ajoutent 
rien de nouveau aux précédentes. 

MM. Noble et Williams, dont nous avons déjà parlé plus haut (p. 173), ont 

Fig. 1-2G. 




Croquis do Mars, par Williams, le 11 janvier 1867 à 11'' 40, 

pris cette même année 1867 de nouveaux croquis, peu détaillés en général. 
Nous signalerons, parmi ceux de M. Williams, celui que nous reprodui- 
sons ici, du 11 janvier {fig. 126). Télescope de 4 pouces { d'ouverture. On y 
remarque une solution de continuité dans le détroit d'Herschel, corres- 
pondant probablement h. celle qui est indiquée sur la carte de Kaiser 
(p. 181), au 130'' degré de longitude. La neige polaire inférieure ou boréale 
était fort étendue. 



LXIV. 1867-1877. — U.-A. Proctor. 

Nous devons à Ricliard-Antliony Proctor, no en 1837, mort en 1888, de 
1res importants travaux sur l'Aréographie. Il commença, en 1867, par con- 



204 LA PLANÈTE MARS. 

struirc une carte (*) diaprés les dessins de Dawes dont nous avons présenté 
plus haut (p. 186-187) les principaux. 

Nous avons vu (p. 107) le premier essai de cartographie de la planète 
Mars dû aux travaux de Béer et de Miidler, d'après leurs observations de 
1830 à 1837, en Allemagne, et plus tard (p. 181), le planisphère construit par 
Kaiser d'après ses observations faites en Hollande en 1862 et 1864, ainsi que 
celui de Phillips, d'Oxford, d'après ses observations faites en Angleterre a 
même année (p. 190). A ces trois essais, nous pourrions ajouter celui du 
P. Secchi, d'après ses observations faites à Rome 'en 1858, et celui que nous 
avons tracé, pour Tliémisphère le mieux connu de Mars, dans la deuxième 
édition de notre ouvrage sur la Pluralité des Mondes habités (1864). 

Les dessins de l'astronome anglais Dawes ayant apporté une précision 
nouvelle dans la connaissance du monde de Mars, Procter, son compatriote, 
voulut les appliquer à une cartographie aussi complète que possible, et 
construisit, d'après eux exclusivement, la carie que nous reproduisons ici 
(fi,g. 127), et qui est la première carte publiée avec un système de nomen- 
clature déterminé. 

Une nomenclature, des dénominations fixes, s'imposaient d'ailleurs. Tant 
que, sur la représentation d'une planète par le dessin, il n'y a qu'un très 
petit nombre d'objets, quelques lettres suffisent pour les désigner. On peut 
dire la tache a, la tache 6, la tache c, etc. Mais, lorsque les détails se mul- 
tiplient, de telles désignations deviennent insuffisantes et impropres aux 
comparaisons. Des noms se fixent incomparablement mieux dans l'esprit. 

C'est d'ailleurs ce qui arrive également en Géographie. L'indication d'une 
contrée par une lettre, par un chifî*re, par sa position précise même, est 
tellement insuffisante pour l'esprit, que, dès sa découverte, l'ile la plus mé- 
diocre se voit baptisée d'un nom déterminé qui la distingue de toutes ses 
sœurs. Les noms sont indispensables en tout, même, et peut-être surtout, 
dans la grande famille humaine. On ne s'imagine pas facilement les hommes 
existant sans noms ! 

Malheureusement, il y a toujours une grande part laissée à l'arbitraire 
dans la conception des nomenclatures géographiques, comme pour les autres, 
d'ailleurs. Il a paru tout naturel, dans le cas de la planète Mars, de suivre le 
système qui a prévalu dans la nomenclature lunaire. La Lune a été le pre- 
mier globe céleste dont on ait pu tracer des cartes géographiques ; Mars est 
le second, car ce que l'on a essayé, dès le xviii° siècle, pour Vénus, est extré- 

(») Chart of Mars, from 27 drawintjs by M' Dawes. — Ilalf-hours with ihe téle- 
scope, London, 18G9, pi. VI. — Other Worlds than Ours, London, 1870, p. 92.— Theorbs 
around us, London, 1872, frontispice. — Essays on Astrononiy, London, 1872, p. Gl. - 
Flowers of theShy, p. 1G7. 



1867-1877 U.-A, PROCTOH. — ARÉOGRAPHIE. 205 

mcment incertain, et Mars est la seule planèls dont on connaisse assez sûre- 
ment les configurations géographiques pour en dresser la carte. 11 a semblé 
qu'en donnant des noms aux continents et aux mers de cette planète pour les 
distinguer, les reconnaître, les limiter et en étudier les formes exactes, on 
devait choisir de prcférence ceux des astronomes célèbres et ceux des sa- 
vants qui se sont le plus occupés de 1 étude de la plancle, sans distinction 
do nationalités terrestres, naturellement. 
Ou a reproché à Proctor d'avoir fait la part un peu trop large aux astro- 




nomes de son pays, et d'avoir répété les mêmes noms. Le premier reproche 
serait excusable. Mais ce qui n'est pas sans inconvénient pour la clarté, c'est- 
à-dire pour le but mémo de la nomenclature, c'est que certains noms y sont 
répétés plusieurs fois, ce qui peut amener des confusions que l'adoption 
d'une nomenclature a précisément pour but d'éviter. Ainsi, le nom de Dawes 
n'y est pas inscrit moins de six fois (Dawes Océan, Dawes Continent, Dawes 
Sea, Dawes Slrait, Dawes Isle, Dawes Bay) ; Iteer deux fois (Béer Sea et Béer 
Bay); Loclvycr deux fois (Lockyer Land et Lockyer Sea); Phillips deux fois 
(Phillips Sea et Phillips Island), etc; doubles emplois qui auraient pu être 
occupés par des noms d'une valeur non moindre, tels que ceux de Galilée, 
llallcy, Lalande, Lambert, Leverrier, ou d'observateurs de Mars, tels que 
Galle, Schmidt, Lassell, Knott, Green, Franzenau, Vogel, elc. Ces défectuo- 
sités dans la nomenclature expliquent que plusieurs astronomes aient été 
portés à la niodilîcr. 
Mais cVst là une considération insignifiante au point de vue do la gco- 



206 LA PLANÈTE MARS. 

graphie intrinsèque de la planète, autrement dit de Taréographie. Procter 
a rendu un service éminent à la science en construisant la première 
carte aréographique hien délimitée, en jetant pour ainsi dire les bases de 
TAréographie, et, ne serait-ce que pour ce progrès — auquel se joignent 
un nombre considérable d'au 1res travaux, — le nom de Procter restera in- 
scrit en caractères inefiiiçables dans Thistoire de la première des Sciences. 
Ce laborieux aaironome s'est occupé, dès Torigine de ses travaux sur Mars, 
d'obtenir une détermination aussi précise que possible de la durée de rotation de 
la planète. A la séance de la Société astronomique de Londres du 14 juin 1867. 
il présenta un premier essai sur ce sujet. Reprenant des comparaisons ana- 
logues à celles que nous avons eu plus haut sous les yeux dans les détermi- 
nations de Cassini, Maraldi, Ilerschcl, Schrœter, Béer et Mildler, Kaiser, etc., 
et comparant entre elles les vues dessinées par Dawes, il trouve pour cette 

durée 

88 043 secondes, ou 24»'37™23«. 

Assuré que ce nombre est très rapproché de la réalité, il compare les ob- 
servations de Dawes avec celles d'Iierschel, puis avec celles de llooke, et 
trouve définitivement 

24l^37"»22^745:lI0^005. 

79 révolutions sidérales de la Terre sont égales à 42 de Mars, à deux jours 
près. 

Le même auteur est revenu sur le même sujet à la séance du 10 janvier 1868. 
Comparant les dessins pris par Browning en janvier et février 1867 avec 
ceux de Dawes en 1864 et 1856, il en choisit trois bien nets et bien précis 
(Dawes, 24 avril 1856 et 26 novembre 1864, et Browning, 23 février 1867) dans 
lesquels la mer du Sablier est proche du méridien central, et comparant 
ensuite ces trois croquis avec celui de Ilooke du 12 mars 1666 (voy. p. 27, 
fig, 15), il trouve : 







Correction 















Intervalle 


pour la lon^^itude 


Correction 


lutervallc 


Nombre 


Période 






en secondes. 


p«.'0ccntri<iue. 


pour la phase. 


corri^ré. 


«le rotatiiins». 


résultante. 




1 


5999524200 


0" 


— 12" 


5'J99:)212iG^ 


67682 


88 642% 737 






6270650760 


— 248 





«270589 696 


70740 


88642 ,734 




3 


6341391300 


— 273 


-+- 3 


0341 320 590 


71538 


88 642 ,734 





Le nombre qui résulte de ces comparaisons, comprenant 201 années d'in- 
tervalle, est donc la moyenne des trois périodes ainsi conclues, c'est-à-dire de 

88642,735 ou 24^^37"^ 22», 735. 

L'erreur probable de ce calcul ne dépasse pas 0",005i 



1867-1877 R.-A. PROCTOR. — PÉRIODE DE ROTATION. 207 

Reprenant encore la même question en 1869, le môme auteur trouve, 
à l'aide d'un dessin fait spécialement dans ce but par Browning, le 4 fé- 
vrier 1869, 

11 en conclut que le premier nombre doit être adopté. 

Kaiser avait trouvé 24*» 37° 22% 62 ; mais cette différence de 0% 1 15 produirait 
pour l'année 1666 un différence de 2*'20'", ce qui aurait éloigné la mer du 
Sablier à 50*» du centre, tandis que sur le croquis de Ilooko elle n'en est 
qu'à 18** : cette mer n'aurait pas été visible du tout sur le croquis de Ilooke 
et aurait été perdue dans la brume des bords du disque. 

Proctor reprit encore la môme question en 1873. Cette différence de Vo de 
seconde a été l'objet d'une recherche nouvelle. Il a trouvé qu'elle est due à 
une légère erreur de calcul. En comptant le nombre de jours écoulés entre 
le 13 août 1672 et le 1" novembre 1862, le directeur de l'Observatoire de Leyde 
a trouvé 69476 jours : c'était deux jours de trop, parce que l'auteur avait 
oublié que les années 1700 et 1800 n'ont pas été bissextiles. 

De plus, Kaiser aurait écrit pour l'observation de Hooke 14 mars au lieu 
do 13 mars. L'auteur reproduit la figure de Iluygens que nos lecteurs ont 
vue à sa date (13 août 1672, p. 32) ainsi que celles de Hooke (12 et 
13 mars 1666, à minuit 20°' et minuit 40", p. 27), les considère de nouveau 
comme pouvant tout à fait servir de base sérieuse pour la détermination de 
la rotation par la mer du Sablier qu'elle représentent, et conclut que la durée 
de la rotation diurne de la planète est certainement comprise entre 

24ï»37™22»,7l 
et 

24ï>37'n22»,72. 

Nous pouvons don;; adopter, comme période très approchée de la réalité, 
et en nous bornant aux dixièmes de seconde : 

Il s'agit là du jour sidéral, de la vraie durée de rotation, et non du jour 
solaire. Le jour sidéral terrestre étant de 23*'56"4% 09, on voit que la période de 
rotation de Mars est de 41" 18% 6 plus longue que la nôtre. 

Proctor s'est occupé de la planète Mars dans la plus grande partie de ses 
ouvrages, jusqu'au dernier, dont la publication venait de commencer lorsque 
la mort arrêta ses travaux. Nous y reviendrons p!a: loin. 



208 LA PLANÈTE MARS. 

LXV. 1871-1873. — Lehardelay, Crosley, Gledhill, Burton, Denning, 

WiLSON, GUYON, LOWDON, JOYNSON, SpEAR. 

M. Lehardelay, observateur à Fontenay (Normandie), a fait en cette année 
1871, si troublée d'ailleurs, un certain nombre d'observations à Taide d'un 
objectif de Steinheil do 162'"'» d'ouverture ('). Ces observations ont eu lieu 
les 2, 11,13, 23, 24 mars et 23 avril. La neige polaire boréale était bien visible. 

Fig. 128. 




Croquis do Mars par M. Lehardelay, 23 mars 1871, 10''30-. 

La soirée du 23 mars a été l'une des meilleures. On apercevait aussi la neige 
polaire australe. La planète paraissait couverte par deux taches en forme de 
lobes arrondis, très légèrement festonnés sur leurs bords contigus, de cou- 
leur jaunâtre, et séparés par une ligne grise d'une grande ténuité. Nous 
reproduisons ici le dessin de ce jour, publié par M. Terby ( 2) ; il a été obtenu 
à l'aide d'un grossissement de 547 fois. Ce qu'il offre de plus curieux, c'est un 
fleuve, ou plutôt un canal qui porte le nom de baie Burton sur notre carte 
(voy. p. 69) et coluià'Isthme sur les dessins de Sccchi (voy. p. 138). 
A l'Observatoire d'Halifax, MM. Crosley et Gledhill se sont consacrés à 

Fig. 129. 




Mars le 4 avril 1871, à 11>>. Dessin do M. Gledhill. 

Tobservation de Mars pendant cette opposition peu favorable de 1871 et en 
ont publié six croquis dans The Astronomical Register (^). La tache polaire 

(«) Bulletin de iAf^sociatioji ScientifiQuc de France, ^\ décembre 1871, p. 211). 
(•) Aréog rapide, PI. lli. 
(») Octobre 1871, p. 233. 



187M873 CROSLEY, GLEDHILL, BURTON. —DESSINS. 209 

inférieure ou boréale est relevée vers la Terre et se montre ronde et bril- 
lante. On reconnaît la mer du Sablier, et la région circumpolaire australe se 
montre entourée, vers le 30* degré de latitude, d'une bande sombre, d'où trois 
langues descendent vers le Nord. Sur deux croquis on remarque, contiguë à 
la tache polaire inférieure ou boréale, une tache sombre en forme de ballon, 
dont la pointe toucherait la neige polaire. (Cette figure ressemble un peu à 
celle de Burton du 23 mars 1871, que Ton verra tout à l'heure, celle de Gled- 
hill est du même jour et de la même heure : la configuration était donc cer- 
taine.) Nous indiquons ces six dessins sans les reproduire, on les retrouvera, 
en lithographie, dans la publication précitée ; nous donnons seulement 
\pg, 129) celui du 4 avril 1871 (11*') : les deux caps polaires sont en vue; la 
mer du Sablier est au méridien central. 

Le solstice d'été de l'hémisphère nord de Mars est arrivé le 2 mars; l'oppo- 
sition, le 19 mars. 

M. C.-E. Burton a fait à Longhlinstone en Irlande, à l'aide d'un télescope 
newlonien de 12 pouces (*), d'excellentes observations en 1871 et 1873, et 
les a continuées pendant l'opposition de 1879. Nous aurons lieu plus loin, 
dans notre troisième période, comprenant le cycle fécond de 1877-1892, de 
nous occuper des dernières et de la carte qui en est résultée. Mais nous 
devons signaler dès à présent les dessins de 1871 et 1873. 

Le point capital des observations de M. Burton est qu'il conclut à des 
changements considérables à la surface de la planète. Trois dessins de 1871 
et quatre de 1873, et, en général, tous ceux qui représentent ce côté de la 
planète, portent une immense tache sombre en forme de poire ou de ballon, 
correspondant à la mer Tycho. Elle est voisine du pôle nord et appartient au 
cercle polaire boréal. 

A l'époque des observations, Mars tournait en effet vers nous son pôle 
inférieur ou boréal. Cette tache paraissait très sombre, d'un vert bleuâtre. 
« Si c'est une mer, écrivait l'auteur, l'affaissement a considérablement 
surpassé en étendue et en vitesse ce qui est jamais arrivé d'analogue à la 
surface de la Terre depuis les temps historiques. » 

Cette curieuse observation confirme encore nos déductions précédentes. 

Nous reproduisons ici [jlg. 130-131) deux des dessins de M. Burton re- 
présentant cette mer, faits le 23 mars 1871 et le 7 avril 1873. Plusieurs 
observateurs ont vu la même forme, notamment M. Terby, «'i Louvain, 
le 12 mai 1873, et l'auteur l'a revue constamment pendant les observations 
de 1873. Cette tache, remarque-t-il, était aussi apparente et aussi caractéris- 
tique que la mer du Sablier. 

(' ) Transactions of the royal Irifih Acadcmij, vol. XXVI, p. 427. 

Flammarion. — Mars. li 



210 LA PLANÈTE MARS. 

M. Ciirlon a égaiemeiU dessine la mer du Sablier en d'excellcnles circon- 
stances, parexeraple dans ses vues du 7 avril el du 4 mai 187 1 , que nous repro- 

F\g. IJU, l;it, 




duisons aussi [fig. 132, 133]. On remarque dans la première, à gauche de la 
mer du Sablier, une région variable eui' laquelle l'aitenlion aéra appelée plus 




tard; et à droite, un cap très pointu (le cap Banks) qui se présente eénérale- 
ment sous l'aspect flgurésur notre carte (p. 69). 

On a vu souvent, sur la droite du rivage de la mer du Sablier, au point indi- 
qué par un cercle ponctué sur la/îj, IS'l, une lâche blanche extrêmement 
brillante. L' auteur pense qu'oUe indique la présence d'un plateau très élevé, 
situé non loin du tropique, el couvert déneiges, a Summilsof aclusleroflofty 



1871-1873 BURTON, WII.SON. — DESSINS. îll 

mountiiins, or an hïgh Table-land ». Ce plateau alpestre sérail silu6 dans la 
zono tropicale. 




Klg. 131. — Croquia de ««=, par Burlon, 34 tuai I87J, iuJi<|iiaul In poalliou d'uo jiUteau ndgcuï 
Signalons encore le dessin du 29 mai 1873 {fig. 135), sur leijuel on cousiate 



Vig. 135. — Vue 




baae de sslilo 



une ligne de séparation entre la mer du Sablier et la mer Hooke, à travers la 
mer Flammarion. Nous avons d^jà parlé de celle ligne à propos des dessina 
de Franzenau et Terby et nous l'avons reconnue sur des dessins antérieurs 
{voy, p. 194 et 199). Il y a certainement là un banc de sable parfois découvert. 
M. Wilson a fait on 1871 à l'Observatoire de Rugby un certain nombre 



fis, i;lS, — Mlr=lo 




de dessins Toit intéressants aussi. Nous reproduisons [/ig. 13G) celui du 



212 LA PLANÈTE MARS. 

4 mai 1871. à 9''30"', à Taidc d'un réfracteur do 8 | pouces, muni d'un 
grossissementdeSOO.M.Wilsonafaitpendantcetteopposition, ainsi qu'en 1877, 
plusieurs dessins de Mars, qui rappellent surtout ceux de Béer et Mâdler. 

A ces études ajoutons encore pour 1871 et 1873, celles de MM. Denning. 
Guyon, Lowdon, également en Angleterre. M. Guyon a fait notamment six 
dessins en 1871 et dix en 1873. Ces croquis ne changent rien aux données 
.précédentes. 

Signalons aussi, pendant cette même opposition, les observations de 
M. John Joynson à Waterloo, près Liverpool, et celles de M. J. Spear, à Chur- 
krata, au Bengale (*). Le premier remarque que la neige polaire boréale était 
beaucoup moins étendue qu'en 1867 et offrait à peu près Taspect de celle du 
pôle sud en 1862. « Le canal en forme de verre de vin, « Wine-glass shaped 
a channel », ajoute l'auteur, est certainement permanent, ainsi que la mer 
qui le domine. » 

Au Bengale, M. Spear remarque, à la date du 9 novembre 1870, que « la 
neige du pôle nord offre un éclat d'une intensité remarquable. » 

LXVL 1872-1873. — D*" Vogel. Analyse spectrale de l'atmosphère de Mars (^). 

L'habile astronome-physicien de l'Observatoire de Bolhkamp a observé 
Mars dans le but de continuer les recherches spectrales dont nous avons 
parlé plus haut, les 19 novembre 1872, 2, 20 et 22 avril et 3 juin 1873. Il 
donne en détail, dans le Mémoire cité ci-dessous, la position et les longueurs 
d'onde de 25 lignes de ce spectre. Voici le résumé des résultats obtenus : 

a Dans le spectre de Mars, on retrouve un très grand nombre de raies du 
spectre solaire. Dans les portions les moins réfrangibles du spectre apparais- 
sent quelques bandes qui n'appartiennent point au spectre solaire, mais qui 
coïncident avec celles du spectre d'absorption de notre atmosphère. On peut 
conclure avec certitude que Mars possède une atmosphère qui, pour la compo- 
sition, ne diffère pas essentiellement de la nôtre^ et doit être riche, en particu- 
lier, en vapeur d'eau, La coloration rouge de Mars semble résulter d'une 
absorption qui s'exerce généralement sur les rayons bleus et violets dans 
leur ensemble; au moins il n'a pas été possible de discerner, dans cette 
portion du spectre, des bandes d'absorption tranchées. Dans le rouge, entre 
G et B, on devine des raies qui seraient spéciales au spectre de Mars ; mais il 
n'a pas été possible de fixer leur position, à cause de la trop faible intensité 
lumineuse. » 

(•) Monthly Notices, 1871, p. 208 et 202. 

(') Untersuchungen ueber dieSpectra der Planeten, verfasst von D' H.-C. Vogkl. 
Sternwarle tu Bothhamp. Leipzig, 1874. 



1873 C. FLAMMARION. - OBSERVATIONS. 213 

Vogel pense avoir identifié les lignes suivantes du spectre de Mars avec 
celles du spectre solaire, comme lignes d'absorption dues à l'atmosphère, 
dites lignes telluriques. 



I près 5 de Brewster. 



Longueurs d'ondes. 
570 : 
580 : 

1 *' [ lignes telluriques près D. 

028,0 a. 

G48,8 raie assez sombre. 

055,6 lignes telluriques près C. 

087,8 B. 

Nous continuerons Texamen de ces recherches spcclroscopiques sur 
l'atmosphère de Mars en 1877. Elles seront plus complètes et plus précises. 

LXVir. 1873. — G. Flammarion. Observations de la planète Mars. 

L'opposition qui a eu lieu pendant le printemps de Tannée 1873 a placé la 
planète en de bonnes conditions d'observation. Voici le résultat des études 
que nous avons faites nous-nierae sur sa surface, à l'aide d'une lunette de 
Secrétan, de 108"" d'ouverture. Grossissement habituel 202, rarement porté 
à 288, souvent réduit à 150, en raison de la faible élévation de la planète au- 
dessus de l'horizon. 

Nous reproduisons ce résumé tel que nous l'avons présenté à l'Académie 
des Sciences (M. 

Pendant la période d'opposition qui vient do s'écouler, la planète Mars 
nous a découvert son hémisphère septentrional, qui est moins connu que 
son hémisphère sud. Le pôle nord, fortement incliné vers nous, se décèle 
lui-môme par une tache blanche très brillante qui, dans certaines conditions 
de transparence atmosphérique, semble dépasser le contour du disque. 

Cette calotte polaire n'est pas actuellement très étendue; elle offre parfois 
à l'œil l'impression d'un pois blanc qui scintillerait sur le limbe inférieur 
du disque, et sa position indique que le pôle se trouve à environ 40 degrés 
de l'extrémité inférieure du diamètre vertical, dans la direction de l'est 
image renversée dans la lunette astronomique). Les neiges polaires boréales 
ne s'étendent pas actuellement au delà du 80* degré de latitude aréogra- 
phique. On sait qu'elles couvrent parfois une étendue beaucoup plus consi- 
dérable, puisque, dans certaines années, elles ont dépassé le 60® degré. Les 
variations des neiges australes paraissent plus grandes encore. 

■') Compti^s rendus des séances de l'AcadCnnie des Sciences, t. LXXVII, p. 278. 
séance du 28 juillet 1873. 



lii 



LA PLANÈTE MAHS- 



!I va très probablcmeiUiiiie mer polaire aulour du pùle nord, car iinelacho 
sombre y est conslammeni visible, quelle que soit la face que la rolation de 
Mars amène devant nous. Celle mer polaii-e paraît s'étendre jusque vers le 
ib° degré de latitude, et mûme au delû, en certains points; mais elle doit 
être partagée en deuic par une langue de terre qui s'étendrait du 65' au 
75' degré. Quelle que soit celle terre intermédiaire, que l'on distinguer peine, 
liimer s'étend, d'une part, jusqu'à la glace, c'esl-à-diro jusqu'au 80° degré au 
moins, et, d'autre pari, jusqu'au 45'. 

Une méditerranée longue et étroite court du nord au sud, el rejoint une 




vaste mer qui s'étend au delà de l'équaleur dans l'hémisphtre sud. Entre 
l'extrémité septentrionale de cette méditerranée et hi mer boréale dont je 
viens de parler, il y a une autre énigme. Ordinairement celte méditerranée, 
cette passe, semble i-éunir les deux taches. Parfois on croit distinguer à 
l'extrémité septentrionale une solution de continuité, et même un retour 
à angle droit. Ce détail n'empêche pas la physionomie générale d'être telle 
qu'elle vient d'être décrite : pâle nord marqué par une petite tache très 
blanche, mer boréale s'élendant dans le sens des latitudes, large /îlet d'eau 
s'étendant dans le sens des longitudes, et mer australe considérable. 

Mars esl actuellement dans la saison d'automne de son hémisphère nord. 
La plus grande partie des neiges polaires boréales sont tondues, tandis 
qu'elles s'amoncellent autour du pôle austral, invisible poumons. La l'égion 




1873 C. FLAMMARION. — OBSERVATIONS. i\b 

sud est visiblement marquée d'une traînée blanche près des bords. Est-ce la 
neige qui descendrait jusqu'au 40* degré de latitude sud? Il est plus pro- 
bable que ce sont dos nuages. 

L'étude détaillée de la planète montre que sa surface est bien différente 
de la surface terrestre, au point de vue du partage des terres et des mers. 
Chez nous, les trois quarts du globe sont couverts d*eau; sur Mars, au coi> 
traire, il y a plus de surface continentale que de surface maritime. Toute- 
fois, Tévaporation y produit des effets analogues à ceux qui constituent la 
météorologie terrestre, et l'analyse spectrale montre que l'atmosphère do 
Mars est chargée de vapeur iVeau comme la nôtre, et que ces mers, ces neiges, 
ces nuages sont réellement composés de la même eau «jue nos mers et nos 
météores aqueux. 

Il m'a semblé que la coloration rouge des continents est moins intense 
celte année qu'en général. On a souvent discuté la cause de celte coloration, 
et d'abord on Ta attribuée à ratmos])hère; mais cette explication a été rejetéo 
puisqu'il est constaté que les bords du disque de la planète sont moins 
colorés que le centre; ils sont presque blancs. Ce serait le contraire si la 
coloration était due à l'atmosphère, car elle croîtrait en raison de l'épaisseur 
d'atmosphère traversée par les rayons réfléchis. Est-elle duo à la couleur des 
matériaux constitutifs do la planète? On pourrait l'admettre si des raisonne- 
ments d'analogie ne nous engageaient à penser que les continents de Mars 
n'ont pu rester à l'état de déserts stériles, mais que, sous Tinfluence de l'ai- 
mosphère, des pluies, do la chaleur fécondante du Soleil et des éléments qui 
ont amené sur la Terre la production du monde végétal, ils ont dû se re- 
couvrir aussi d'une végétation quelconque^ en rapport avec l'état physique et 
chimique de cette planète. Or, comme ce n'est pas l'intérieur du sol que 
nous voyons, mais la surface, la coloration rouge doit être celle de la végé- 
tation de Mars, quelle que soit d'ailleurs l'espèce de végétation qui s'y pro- 
duise. 11 est vrai que, quoique les saisons de cette planète soient à peu près 
de nieme intensité que les nôtres, on ne voit pas de variations de nuances 
correspondant à celles que l'on observe avec les saisons sous nos latitudes 
terrestres ; mais la végétation qui tapisse la surface de Mars peut être fort 
différente de la nôtre et subir moins de variations dans le cours de Tannée. 

Quoi qu'il en soit, les études faites sur cette planète voisine sont assez 
nombreuses maintenant pour nous permettre de nous former une idée géné- 
rale de sa géographie et même de sa météorologie. On peut résumer comme 
il suit les faits qui semblent désormais acquis à l'Astronomie physique sur 
la connaissance de cette planète : 

1" Les régions polaires se couvrent alternativement de neige suivant les 
saisons et suivant les variations dues à la forte excentricité de l'orbite; ac- 



216 LA PLANÈTE MARS. 

tuellement les glaces du pôle nord ne dopassent pas le 80® degré de latitude. 

2** Des nuages et des courants atmosphériques y existent comme sur la 
Terre ; Tatmosphère y est plus chargée en hiver qu'en été. 

3*» La surface géographique de Mars est plus également partagée que la 
nôtre en continents et en mers; il y a un peu plus de terres que de mers. 

4° La météorologie de Mars est à peu près la même que celle de la Terre ; 
Teau y passe par les mêmes états que sur notre propre globe, mais sans 
doute à des degrés de température différents. 

5** Les continents paraissent recouverts d'une végétation rougeâtre. 

6® Enfin les raisons d'analogie nous montrent sur cette planète, mieux 
que sur toute autre, des conditions organiques peu différentes de celles qui 
ont présidé aux manifestations de la vie à la surface de la Terre. 



LXVin. Même année, 1873. — F. Hœfer, Stan. Meunier. 

Quelque temps après la présentation de ces résultats à l'Académie des 
Sciences, notre savant ami le D*" Hœfer objecta à l'explication qui précède 
sur la couleur de Mars que cette couleui' ne doit pas être due à des végétaux, 
parce qu'elle ne varie pas avec les saisons, et qu'il est beaucoup plus pro- 
bable que c'est simplement celle du sol. 

Celle du sol? Mais alors ce sol serait nu! Le soleil, la pluie, l'air le lais- 
seraient stérile à travers les siècles! Le D' Hœfer, qui est un partisan fervent 
de la doctrine de la pluralité des mondes, ne peut admettre cette stérilité, 
contraire à tous les effets connus des forces de la nature. Il faut bien qu'il y 
ait quelque chose sur ces terrains, serait-ce de la mousse, ou moins encore. 

L'objection de l'invariabilité de la couleur pendant l'année martienne 
n'est pas fondée, et il suffit de voir les choses un peu largement pour en 
reconnaître l'insuffisance. Pourquoi astreindre la nature à avoir construit 
sur Mars des végétaux de même espèce que les nôtres ? Les conditions de 
milieux, de température, de densité et de pesanteur s'y opposent ; donc la 
difTérence qui existe forcément entre la végétation martienne et la végétation 
terrestre peut parfaitement s'étendre jusqu'aux variations de couleurs. Mais 
il y a plus : sur la Terre même, la nature répond à cette objection en nous 
montrant des espèces végétales qui ne changent pas. Dans le Midi, les bois 
d'oliviers, de citronniers, d'orangers sont aussi verts en hiver qu'en été. Dans 
le Nord, le sapin, l'if, le cyprès, le laurier, le fusain, le buis, le houx, le rho- 
dodendron, etc., conservent leur verdure au milieu de la neige. Dans nos lati • 
tudes même, l'herbe de§ prés et mille espèces végétales ne varient guère. 
Pourquoi donc rejeter une explication si simple, quand, sur la Terre même. 



1873 F. HŒFER. STAN. MEUNIER. — VÉGÉTATION. MERS. 217 

nous avons les mêmes exemples et quand les différences de conditions de la 
vie sur Mars et sur la Terre ne peuvent pas avoir développé sur cette planète 
la même végétation qu'ici ! 

Une seconde objection nous a été faite en disant que sur la Terre les con- 
tinents ne sont couverts de végétaux que par places très restreintes et que 
leur couleur dominante est celle des terrains, que par conséquent ceux de 
Mars peuvent être de couleur d'ocre; mais, les déserts sont des exceptions, 
L'eau seule suffit pour amener la verdure, et les contrées stériles sont celles 
où la pluie ne tombe pas sur Mars. Les mêmes agents qui ont amené la for- 
mation des premiers végétaux sur la Terre, les forces fécondes de la nature, 
existent sur cette planète comme sur la nôtre. Nous voyons actuellement des 
nuages et des pluies, comme sur notre planète. Il est donc probable que la 
couleur dominante de Mars provient de la végétation quelconque qui revêt 
son sol. 

Dans l'une des séances qui suivirent celle où j'avais présenté les obser- 
vations qui précèdent, M. St. Meunier adressa les remarques que voici sur la 
forme des mers martiennes comparée à celle des océans terrestres : 

M Au moment où l'attention des observateurs est dirigée vers la planète 
Mars, je crois intéressant de soumettre à l'Académie une remarque relative à 
cet astre, remarque qui confirme la théorie déjà développée de l'évolution 
sidérale. 

» On sait que, à ce point de vue, Mars se présente comme un globe actuel- 
lement plus âgé que le globe terrestre, et offrant, dès maintenant, des 
conditions que celui-ci ne présentera que dans un avenir très éloigné. Une 
foule de considérations appuient celte donnée, et parmi elles la minceur de 
l'atmosphère et le peu d'étendue des océans par rapport aux surfaces 
océaniques. 

» Le fait que je veux signaler aujourd'hui concerne la forme des mers 
martiennes comparée à celle des mers terrestres. J'y vois un nouveau signe de 
la vétusté relative de Mars, car il paraît évident que nos mers prendront 
sensiblement les mêmes contours que celles de Mars, lorsqu'elles auront suf- 
fisamment diminué de volume, à la suite de leur absorption progressive par 
le noyau solide. 

» Un des traits les plus remarquables de la planète Mars consiste dans le 
grand nombre dos passes longues et étroites, et des mers en goulot de bou- 
teille. Cette disposition diffère essentiellement de tout ce que l'on connaît sur 
la Terre. 

» Or, si l'on prend une carte marine, telle que celle de l'océan Atlantique 
lioréal, et que l'on trace les courbes horizontales successives pour des profon- 
deurs de plus en plus grandes, ou reconnaît que ces courbes tendent progrès- 



218 LA PLANÈTE MARS. 

sivement à limiter des zones dont la forme est de plus en plus allongée. A 
4000 mètres, par exemple, on obtient des formes comparables, de tous points, 
à celles des mers de Mars. 

h II en résulte que, si l'on suppose Teau de l'Atlantique absorbée par les 
masses profondes actuellement en voie de solidification, de façon que le 
niveau de cet océan s'abaisse de 4000 mètres, on aura à la fois une bien 
moins grande surface recouverte par Teau et une forme étroite et allongée 
de la mer, c'est-à-dire exactement les conditions que présente Mars. » 

Cette remarque de notre confrère est ingénieuse; nous avons voulu la 
signaler, mais il n'est pas certain que la forme géologique de Mars soit ana- 
logue à celle de la Terre, et que la diminution de l'eau puisse amener ces 
configurations. Sur la Lune, par exemple, Torographie n'ofl're point cette 
forme, et toutes ses plaines basses sont circulaires ; l'absence d'eau y donne 
l'exemple d'un tout autre type. L'orographie de deux mondes très voisins 
peut être fort différente. Il est probable que Mars est plutôt plus plat, que 
les siècles l'ont plus nivelé, que le fond des mers s'est exhaussé, étendu, 
tandis que la hauteur des montagnes diminuait, sous l'influence des pluies, 
des gelées, des vents et des divers agents atmosphériques. 



LXIX. Même année. 1873. — Natiianiel Grekx. 

Cet artiste, avec lequel nos lecteurs ont déjà fait connaissance, a publié, 
dans The Astronomical Register, 1873, p. 179, un choix de six de ses dessins 
de la planète faits pendant cette opposition . et un planisphère, esquissé d'après 
ces dessins. Ceux-ci ont été exécutés à Londres, du 16 au 30 mai 1873. La 
planète est restée assez basse au-dessus de l'horizon, à cause de sa déclinai- 
son australe. 

Nous reproduisons ici quatre de ces dessins (fuj. 138), pris aux dates et 
heures indiquées pour chacun d'eux. Nos lecteurs reconnaîtront la marche 
de la mer du Sablier, de la droite vers la gauche, due à la rotation. 

La neige polaire inférieure ou boréale a été très marquée : au mois de dé- 
cembre 1872, elle était beaucoup plus étendue qu'au printemps et à l'époque 
de l'opposition. Après l'opposition, au contraire, la neige australe s'accrut 
considérablement. L'opposition est arrivée le 27 avril. 

Dans le petit planisphère que nous reproduisons au-dessous (fig. 139), 
M. Green a représenté tout ce qu'il est assuré d'avoir exactement observé; 
chacune des six vues dont nous venons de parler a pour méridien central les 
points situés au-dessous des chifi'res. Si Ton compare ce planisphère à notre 
carte (p. 69), on reconnaîtra, en A, la pointe de la mer Maraldi, en B, la mer 



1873 NATHANIEL GBBBN. — DESSINS ET CABTBS. 2t9 

Flammarion, en C, la mer Main, en E, la mei- du Sablier, en G, la mer Lassell. 




Fia. 138 - Dessins lie Mars, par M Groen, en 1S73. 
en II, la mer Knobel supérieure, en I, la baie Chrislie el en J la mer Tycho. 




Flg. 139,- Plaaisplièro de Mar*. par W. lirefu. d'après sei obseiratlons de 1873. 

On voit âD D une Iraînée grise parallèle à la mer du Sablier, qui n'existe pas 



220 LA PLANÈTE MARS. 

sup notre carte; « Ihis was the most délicate streak observed in any of ihc 
drawings », écrit Tobservateur ; cependant il paraît certain de son existence. 
Cet aspect n'est sûrement pas durable. Remarquons aussi le renflement F, 
qui ne se voit presque jamais. 

La mer du Sablier était très sombre près de la lettre E. 

a On regarde généralement, ajoute Tauteur, les taches sombres comme des 
mers; mais, dans ce cas, ne devrait-on pas apercevoir quelque chose comme 
une réflexion de la lumière solaire lorsqu'il est au méridien? » 

Cette question a déjà été posée, en 1862, par Phillips (voy. p. 184), sous une 
autre forme, celui-ci se demandant si Ton ne pourrait pas voir l'image du 
Soleil lui-môme réfléchie à la surface des mers martiennes, et l'auteur y a ré- 
pondu affirmativement. M. Schiaparelli a traité, en 1878, cette même question 
de l'image solaire. Il trouve ^ de seconde de diamètre pour cette image, dans 
les plus grands rapprochements, tels que celui de 1877, 5 septembre (Phil- 
lips avait trouvé un chiffre analogue : -^V) ^^ ^^^ intensité lumineuse 
2 100000000 fois inférieure à celle du Soleil, pour la distance 1, c'est-à-dire 
à la distance de la Terre au Soleil. Zôllner, dans ses recherches photomé- 
triques (1865, voy. p. 196), a déterminé la quantité de lumière solaire eff*ecli- 
vement réfléchie par le disque entier de Mars en son opposition moyenne, et 
a trouvé eaa^è'ooooo ^^ ^^ lumière solaire à la distance de la Terre. On trouve 
par là que la lumière totale dans une opposition minimum, telle que celle 
de 1877, est 19900^0000 ^^ celle du Soleil à la distance 1. Donc, l'image lumi- 
neuse du Soleil réfléchie par les mers martiennes aurait dû, en cette opposi- 
tion, donner plus de lumière à elle seule que tout le disque de la planète. 

Ce résultat a pour base la supposition d'une réflexion totale des rayons 
solaires. Mais, en réalité, un liquide transparent, tel que l'eau, avec l'indice 
de réfraction |, ne réfléchit que -^ de la lumière incidente. Il faut tenir 
compte aussi do l'absorption produite par le double passage du rayon lumi- 
neux à travers l'atmosphère, qui doit réduire de moitié l'intensité. Au lieu 
de ^9, nous avons donc, en nombre rond, j^y. L'intensité de l'image solaire, 
vue par réflexion des mers martiennes, devient donc 

de celle du Soleil. 



21 X 1U>^ 



Dans l'ouvrage précité, Zôllner donne pour la lumière de l'étoile « Cocher 

{Capella) £-p= — j-^ de celle du Soleil. 

Donc, à la meilleure époque d'opposition, l'image solaire aurait dû appa- 
raître dans le miroir sphérique des mers martiennes, avec un éclat égal à { 
de celui de a Cocher, c'est-à-dire comme une belle étoile de 3® grandeur. 



1873 GREEN. IMAGE SOLAIRE. — KNOREL. OBSERVATIONS. 221 

Celte image pourrcait donc être visible, sur le fond sombre des mers mar- 
tiennes et malgré Téclat du disque. Mais il faudrait supposer pour cela la 
mer calme et unie comme un miroir. Or les observations de nuages mobiles, 
de traînées nuageuses, de neiges polaires formées par les vapeurs qui y sont 
amenées, prouvent qu'il y a du vent à la surface de la planète. La surface des 
eaux doit donc y être ordinairement plus ou moins agitée, et les moindres 
rides ont pour effet d'empêcher la formation d'une image solaire unique et 
de donner naissance à une multitude de facettes et de petites images. Il est 
vrai que l'intensité lumineuse totale de ces images est la môme que celle 
d'une image unique, mais elle est dispersée sur un vaste espace, variable 
d'étendue, et devient nébuleuse, surtout si les crêtes des vagues sont élevées, 
et cette clarté nébuleuse peut passer inaperçue pour l'observateur. 

En résumé, il ne serait donc pas impossible, dans les meilleures condi- 
tions, d'arriver à découvrir l'image du Soleil réfléchie à la surface d'une mer, 
sur la planète Mars, mais ce ne pourrait être qu'en des circonstances excep- 
tionnelles. 

Telle est la réponse à la question posée par M. Green. Nous retrouverons 
cet observateur aux travaux de l'année 1877. 

LXX. Même année, 1873. — E. B. Knobel. Webb. Grover. 

Pendant cette même période, un habile observateur anglais, M. Knobel, 
a fait à son observatoire de Burton-on-Trent, une série d'observations qui 
ont été publiées par la Société astronomique de Londres (*), accompagnées 
de 17 dessins. Ces observations ont été faites à l'aide d'un télescope à verre 
argenté de 8 ^ pouces (0",21), d'excellente qualité, armé de grossissements 
de 250 et 300. 

En général, les dessins concordent parfaitement avec ceux de Dawes et avec 
la carte de Procter, construite d'après eux. Cependant, il y a certaines excep- 
tions dignes d'attention. Ainsi huit dessins, pris du 11 au 22 mai, montrent 
avec la plus grande netteté une tache foncée circulaire qui se trouve dans 
l'hémisphère inférieur ou boréal, au-dessous de la baie du Méridien, et qui 
correspondrait à la terre de Le Verrier, ou à la mer Knobel reculée vers la 
gauche et continuée vers le haut, après une sorte de pont de séparation. Cette 
séparation est tracée obliquement du Sud-Ouest au Nord-Est, tandis que sur 
notre carte [voxj, p. 69, au 30" méridien), elle est tracée de l'Est à l'Ouest. De 
plus, à la droite de cette mer, l'observateur a vu, du 8 au 22 mai, une tache 
blanche comme de la neige, et même, comme ce point se trouvait le 22 mai 

;') Monlhly Xolices, 1873, p. 47C. 



222 LA PLANÈTE MARS. 

sur le terminateur, la blancheur éclatante dépassait le disque, et aurait pu 
être prise pour la neige polaire. Cette neige devait se trouver vers l'inter- 
section du 25® degré de longitude avec le 50® degré de latitude boréale. 

Cette mer Knobel est celle que l'on voit dans la région droite du quatrième 
dessin de Green, reproduit plus haut. 

Dans ces croquis, la continuation oblique de la mer du Sablier, la passe de 
Xasmyth, est également très marquée; mais la mer Lassell ne Test pas, 
tandis qu'elle est très accentuée sur les dessins de Green. 

Pendant ces observations, la ligne des côtes de la baie du Méridien a tou- 
jours été vue avec une netteté admirable. L'hémisphère boréal de la planète 
a toujours paru plus clair que l'hémisphère austral. La neige polaire boréale 
a été mieux visible que l'australe. La mer du Sablier a toujours paru très 
foncée; la mer Main est visible, mais moins foncée. 

L'astronome anglais regretté T.-W. Webb, l'auteur apprécié de Celestial 
object$ for Common télescopes, a fait, de 1839 à 1873, quatre-vingt-cinq dessins 
de Mars, dont il nous a communiqué les principaux ; nous en avons déjà 
parlé plus haut, en 1836, p. 130. Cet observateur avait une vue perçante et 
une excellente méthode ; ses croquis, quoique de petites dimensions, sont 
précieux pour un grand nombre de détails. En Angleterre également, M. C. Gre- 
ver a pris cinq dessins on 1873, à ajouter à ceux de 1867, dont nous avons 
parlé plus haut, et qui étaient au nombre de douze. 

LXXI. Même année, 1873. — Jules Schmidt : période de rotation de Mars. 

Jules Schmidt, directeur de l'Observatoire d'Athènes, a publié au mois de 
novembre 1873, dans le numéro 1965 des Astronomische Nachrichten, un mé- 
moire mathématique sur la durée de rotation de la planète, d'après ses 
propres dessins, s'étendant de l'année 1843 à l'année 1873 (on a vu plus 
haut, p. 127, quatre de ces dessins). L'auteur a comparé ses observations à 
celles de Kaiser, de Mûdler, d'Herschel et de Huygens. Le résultat général do 
ce travail conduit, pour la période précise de cette rotation, au nombre 

24^37'" 22». 6027. 

Laissons de côté, comme d'un intérêt purement arithmétique, les dix -mil- 
lièmes de seconde, et même les millièmes, et même les centièmes, et inscri* 
vôns: 24*37"'22%6. 

Nous avons vu plus haut que cette môme durée de rotation a été très soi- 
gneusement fixée par Procter à 24»* 37", 22', 7. Elle est donc connue, très 
certainement, à un dixième de seconde près. 



1873 SCHMIDT. ROTATION. — TUOUVELOT. DESSINS. 223 

Ces deux séries de Proctor et Schmidt paraissent faites toutes deux avec 
la même rigueur et avoir une valeur égale. Le chiffre réel doit être compris 
entre 22", 6 et 22*, 7. En portant l'approximation au centième de seconde, 
nous pouvons dès maintenant proposer le chiffre 22', 65 comme très rapproché 
de la réalité, sinon peut-être même comme absolument précis. 

C'est la rotation sidérale. L'année de Mars, qui est composée de 669 \ de 
ces rotations a, par conséquent 668 f jours solaires dans son année, 
puisqu'il y a une rotation de moins causée par la révolution annuelle, qui 
s'exécute dans le même sens que la rotation. Le jour solaire est donc, sur 
Mars, de 

24»' 37» 35'. 

Pendant l'opposition de 187:^. Jules Schmidt a fait, à l'aide du réfracteur de 
9 pouces de l'Observatoire de Berlin, une importante série d'observations et 
de dessins, qui ont été publiés dans le tome I des Publicationen des Astrophy- 
sikalischen Observatorium zu Potsdam (1878). Ces six dessins de 1873 ne sont 
pas faciles à identifier, à l'exception de celui du 25 mai (à 10** 5™) qui repré- 
sente la mer du Sablier. Les autres paraissent déceler de vastes variations. 

Nous retrouverons le même observateur en 1877 et en 1879. 



LXXII. Même année, 1873. — Trouvelot : Dessins de 3lars'(^], 

M. Trouvelot a public dans le tome VIII des Annales de l'Observatûire de 
Harvard Collège (1876) les quatre dessins de Mars que nous reproduisons ici , 
faits à Téquatorial de 15 pouces de cet établissement. Le premier est du 
23 mai, à 11*'30'", le second, du lendemain, à 9''30'", le troisième, du 26 mai, 
à 8''30™, et le quatrième, du 29 mai, à 9''8'".On peut reconnaître, sur les deux 
premiers, le détroit d'IIerschel II et, dans ses deux échancrures, la baie du 
Méridien et la baie Burlon; au-dessous, les mers Knobel et Tycho.La mer du 
Sablier et son prolongement inférieur vers la droite (passe deNasmyth)sont 
visibles sur les troisième et quatrième dessins. Les neiges du pôle inférieur 
ou boréal sont très apparentes. Dans une petite notice, annexée à ces dessins, 
l'habile observateur se borne à dire que l'on présume que les taches de Mars 
appartiennent à la planète elle-même plutôt qu'aux nuages de son atmo* 
sphère. Les bordures blanches continentales que l'on remarque sur ces des* 
sins donnent l'idée de nuages. 

M. Trouvelot a donné en 1882 une excellente Noiice générale à propos dé 

(•) Annalsof Ihc aetronomical Obsercalory ofllarcard Colleget Cambridge, t. VIII, 
187G. 



LA PLANÈTE MARS. 

la publication de ses gran^Js dessins aslronomiijues ['), dans latiKclIc ilex- 




l'i^.'. lîU. — U.s<,iiiti de Mais, liai' M. T.au\ulot, ea 1^73. 

piitne les opinions auxquelles ses observations l'ont conduit sur les diffé- 




■lA niii, » U''au'*. 
TiR. 141. - Dessins de Mars, par M. Trouïoiul, en I8Î3. 

rentes planètes de notre système. Son étude sur Mars peut être résumée 
dans les termes suivants : 



(') Tha Ti'ouvelot astronomical Dra 



ufl/. New- York, 188Î. 



1373 TROUVELOT. — DESSINS. 225 

Les lauhes sombres offrent différents tons, depuis le gris pâle j«sf[irau noir 




Flf. 1C3. - Desain de Mars, par 1!. Trouvelol, en IM73. 
fouet;. L'auteur n'y a jamais renaarqué de coloration verte ou bleue et croît qu' 




n'y a 14 qu'un effet optique de couleur complémentaire avec lo ton roux des 
continents- 
Plusieurs cliaugemcats sont certaiu&, notamment celui de la mer représentée 
FLAUUAnro.N. — Mais. 15 



2!6 



I.A PLANÈTE MARS. 



par Béer et Mndler sur Jour h éitii sphère sud, par i'O' iln loiifiludr, au-ilossûus 
de la mer eirculairc d [voij. p. 107). C'est le lac que l'oa voit sur notre carte, 
p. 69, au-dessous de la mer Terby, au 90« de longitude. L'auteur ijcrivait. en 18M2 : 
•' En 1877, peiidaut l'une des oppositions les plus favorables de la plan&te, cette 
tache n'était pas visible; mais en 1881 et 1882 oq voyait fort bien Ift uqc tache 
foncée. 11 n'y a pas le moindre doute à avoir sur ce changemont. « Cette opinion 
vient coadmier celle que nous avions exprimée en ISTG dans Lu'- Tcn-cs du Ciel. 

Mais nous retrouverons la cûiiliiiualion des oLscnaLioiis ilc M. Trouvelol 
en 1882-1884, et nous reviendruiis sur l'eusemble de ses dùduclious. 

LXXllI. Mi-iue aiuiùe. lt(73. — Osw. Loii.se, ('). 



A l'Observatoire de IltilhkainiJ, cel nbser 
(le dessins d'où vraiiiieiil il sembIcraiL qui 
ticms considérables dans l'aspecl pliysîiju 



ateur a fait une si^rie d'éludés el 
l'on diùve conclui'o à des vuria- 
■ de lu planète. Six dessitis soiii 




présentas, dont aucun ne ressemble aus aspecls connus. Nous on reprodui- 
rons trois, plus un tracé schématique qui explique le premier. 

Le premier de ces dessins [/i'j. 1-14] a été fait le mai 1873, à 10" 10"°. I,e 
tracé qui l'accompagne [fig. 145) indique pour les tons : g ■= fond gris, 
dr — rouge foncé, r = rouge clair, h = blanc, hh = très blanc. La tache 
polaire sud ftft n'est pas diamétralement opposée à la Jjoréale. 

Le second {fig. 146) est du 25 mai, à 10''5"'. On croit y reconnaître la mer 
du Sablier, près de laquelle une tache blanche allongée fait un peu l'efTet 
de la Lune se cachant derrière ud nuage. 



(') PiMicationon don AsltophysikalUcheii Obserealo' 



. 1878. 



i 



1372-1880 



FORME UE LA PLANÈTE MAKS. 



•211 



Le troisième (/ig. 147) tîsldu 2juin,à9''45. On y retrouve «ncore un cercle 
sombre qui rappelle l'aonciiu de la première figure. 
Que conclure de ces représentations de la planète, sinij» qno eliaifuc ob- 




servateur a vraiment sa manière de voir un peu personoelle 
donne de la prûcision à des aspects vagues et incertains? 



LXXIV. 1872-1 



. -- AmiguBS, IlENriESsy, Cl. -II, Daiiwim, Flammaiuon. 
Forme de la planèlc ifars. 



La plupart des valeurs trouvées pour l'aplatissement de Mars sont trop fortes 
pour la théorie de l'attractioD. Le globe de Mars, tournant moins vite que la 
Terre et étant plus petit, ne développe à son équateur qu'une force centrifuge 
I beaucoup plus faible iiue celle qui est développée par le mouvement de rota- 
tion de la Terre, et son aplatissement polaire devrait être plus faible que celui 
lie notre globe, qui est de ^. 

Laplace rendait compte de cette discordance en supposant que des soulè- 
Temenls locaux, analogues à ceux dont on voit les effets en diverses régions 
du globe, avaient pu avoir relativement une plus grande influence sur la 
figure d'une petite planète que sur celle de notre globe. Arago conteste la 
valeur de celle eiplication en répondant que la forme de Mars semble très 
régulière i tout paraît semblable au nord et an midi de l'équateur; ses me- 
sures de diamèlreâ à 4.') degrés lui ont donné des longueurs intermédiaires 
entre ceus des polea et de l'équateur, comme l'e-tige la forme elliptique; 
cependant Schrœler avait admis, d'après ses observations, qu'il y a dans 
riiénlispiiôre méridional des moiilaguea plus élevées que daos l 'hémisphère 



228 LA PLANÈTE MAUS. 

nord. M. Amigues a proposé h TAcadémie des Sciences (*) une explication difTé- 

rente et fort originale, fondée sur l'analyse géométrique de la question. 

Imaginons un corps placé à Téquateur d'une planète. Appelons F Tattrac- 

tion du corps par la planète, F' la force centrifuge causée par la rotation. On 

Y' 
sait que le rapport -=r est le même pour tous les corps placés à Tcquateur d'une 

môme planète : Laplace le représente par la lettre ç. Le nombre o change de 
valeur d'une planète à l'autre, mais il est toujours assez petit. 

Les géomètres, parlant de cette hypothèse que la matière du système 
solaire a été fluide à l'origine, en ont tiré cette conclusion que, pour toute 
planète ressemblant à une sphère, l'aplatissement doit être compris entre 
ï?ct|c?. 

Ces prévisions se trouvent justifiées par les observations. Il y a pourtant 
une exception pour la planète Mars, dont l'aplatissement, admet l'auteur, 
dépasse I9. On a vu dans celte circonstance une objection sérieuse à l'hypo- 
thèse de la fluidité primitive des astres. 

Mais les géomètres n'ont peut-être pas abordé le problème des sphéroïdes 
avec toute la généralité désirable. 

En effet, ils ont tous admis dans leurs théories que la densité des couches 
diminue sans cesse depuis le centre du sphéroïde jusqu'à sa surface. Or, rien 
ne prouve a priori que toutes les planètes soient placées dans ces conditions. 
Imaginons, par exemple, qu'une planète se soit refroidie et durcie en prenant 
une certaine forme et que, plus tard, par suite de circonstances qu'il n'est 
pas impossible d'imaginer, un amas de matière cosmique passant dans le 
voisinage de cette planète et attiré par elle se soit répandu h sa surface comme 
un torrent de lave. Voilà un sphéroïde dans lequel les couches superficielles 
pourront être plus denses que les couches centrales. 

L'auteur présente le problème général des sphéroïdes sous la foriyie 
suivante : 

a Une masse sphéroïdale dont les parties superficielles sont fluides tourne autour 
d'un axe passant par son centre de gravité. Le mouvement est lent, c'est-à-dire 
que le nombre o est petit. On imagine une sphère ayant pour centre le centre de 
gravité du sphéroïde, sphère presque aussi grande que lui, mais ne le dépassant 
en aucun point de sa surface. La matière située à l'intérieur de la sphère a pour 
densité moyenne p (la densité moyenne est la densité d'un corps homogène de 
même volume et de même masse). Quant à la matière qui est située hors de la 
sphère et qui est répandue sur sa surface en couche mince et continue, ou la sup- 
pose fluide, homogène et de densité p'. Dans ces conditions, supposé qu'il y ait une 
figure d'équilibre peu difi'érente de la sphère, on demande do trouver cette figure. 

(•) Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, 1874, t. I, p. 1557. 



1872-1880 APLATISSEMENT DE MARS. 229 

Co problème est évidemment indéterminé, et l'on voit sans peine que la figure 
cherchée dépend de la disposition de la matière dans l'intérieur de la sphère. On 
peut faire disparaître cette indétermination incomplètement ou complètement. 
C'est ce dernier parti que nous allons prendre . 

Nous supposerons que la sphère ci-dessus se compose de couches sphériques, 
concentriques à cette sphère et homogènes. Cette hypothèse a plusieurs ayan- 
tages : i» elle paraît s'écarter assez peu des conditions physiques de la question; 
2* elle conduit à un problème déterminé, quelle que soit la loi suivant laquelle 
varie la densité des couches; S» elle donne lieu à un calcul facile. 

Ce calcul, fait par les moyens ordinaires, c'est-à-dire en employant les fonc- 
tions de Laplace et en négligeant les quantités du second ordre, conduit au résul- 
tat que voici. 

La masse prend la forme d'un ellipsoïde dont l'aplatissement est donné par la 
formule suivante : 

9 

2(1-1^)' 
\ ^ P 

N'oublions pas que notre calcul n'est relatif qu'à un sphéroïde et que, par con- 
séquent, la formule n'est légitime que lorsqu'elle donne pour l'aplatissement 

une valeur positive et assez petite. 11 faut pour cela que — ne soit pas un nombre 
trop grand. 

Discussion : 

1» Pour p'= p, on obtient j o, résultat de Newton. 
2o Pour p' — 0, on obtient \o, résultat d'Huygens. 

3* Quand < - < I , l'aplatissement est compris entre J o et { » : c'est co qui 

P 

arrive dans le cas traité par Laplace et la plupart des géomètres. 

4° Quand - > l, l'aplatissement dépasse -J© : tel est le cas qui n'a pas encore 

p 

été examiné. 

Appliquons la formule à la planète Mars. Son aplatissement probable est Vï • il 
est assez faible pour qu'on puisse faire cette application. La valeur de <p relative 
à la planète Mars étant d'ailleurs 0,0045866, nous obtenons la relation suivante : 

1 _ 0.0045866 

Nous avons ainsi une équation du premier degré, qui donne sans peine 

^^ 1,54. » 
P 

Les conclusions de M. Araigues sur la forme de Mars sont les suivantes : 
1<» la planète s'est formée en deux ou plusieurs fois; 2** la densité moyenne 
des couches superficielles est 1,54 delà densité moyenne du noyau, c'est- 
à-dire, en somme, de la planète. 



230 LA PLANÈTE MARS. 

Le tout est de savoir si les prémisses du raisonnement sont exactes, si 
l'aplatissement de Mars est vraiment de ^. 

Mais cet aplatissement est très difficile à mesurer. Il peut être inférieur, 
et de beaucoup, à ^. Nous avons pour mesures jusqu'en 1877 : 



1784 Herschel -/ë- 

1797 Schrœter ^j. 

1798 Kœlher „V- 

1811 à 1847.. Arago ,\j. 

1830 à 1837. . Bessel Insensible. 

1852 Oudemans, d'a- 
près Bessel. Id. 
1855 Main -gV. 



1862 >> 3^- 

1864 Main -^, 

1871 ). yL. 

1875 » ^V 

1856 Winnecke Insensible. 

1864 Kaiser j^^. 



1864 Dawes Insensible. 

1877 Young ^J-^, 

(La dernière valeur est probablement la plus sûre.) 

Un géomètre anglais, M. Hennessy, a répondu (*) à la communication qui 
précède en faisant remarquer que les résultats obtenus par M. Amigues pa- 
raissent vérifier complètement ceux auxquels il était arrivé lui-même, depuis 
longtemps. 

M. Amigues, dit-il, s'est proposé de lever la grande objection (robjection à 
l'hypothèse de la fluidité primitive des astres, en raison de la grandeur exception- 
nelleMe l'aplatissement de la planète Mars), en faisant voir que les géomètres 
n'ont point abordé le problème des sphéroïdes avec toute la généralité désirable. 
Et, après avoir indiqué la méthode dont il se sert, il a ajouté : 
Ce calcul, fait par les moyens ordinaires, c'est-à-dire en employant les fonc- 
tions de Laplace et en négligeant les quantités du second ordre, me conduit aux 
résultats que voici... 

Relativement à ces points, M. Hennessy fait remarquer qu'il a depuis 
longtemps recherché le même problème des attractions sphéroïdales, ci 
précisément par la même méthode, savoir Tapplication des fonctions de La- 
place ('). 

Dans le premier cas, il a appliqué les résultats de ses solutions à la ques- 
tion de la figure de la Terre, dans le but d*étudier à fond la théorie qui essaye 
d'expliquer sa forme sphéroïdale par le frottement de sa surface. 

Cette théorie a d*abord été proposée par Playfair dans ses Commentaires 
sur le système de Newton^ et elle a de nouveau été mise en avant par sir John 
Herschel dans ses Outlines of Astronomy. Elle acquiert aussi quelque inté- 
rêt, parce qu'elle a été citée par sir Charles Lyell et sert de base à l'opinion 
qu'il soutient dans ses Principes de Géologie. 

(') Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, 1878, t. II, p. 590. 
(') Proceedings of the Royal Irish Academy, t. IV, p. 333. 



I«^72.1880 APLATISSEMENT DE MARS. 231 

Les résultats obtenus par l'auteur ne confirment pas cette théorie, car la 
plus grande ellipticité que la Terre puisse avoir, en tant que surface de 
frottement, ne peut dépasser -i;, fraction qui s'écarte considérablement de 
ce qui est admis comme résultat des observations. 

En 1864, écrit l'autour, j'avais, pour la première fois, appliqué mes calculs à la 
question de Mars, dans une communication à l'Association Britannique, et un 
court extrait de mon travail fut publié. 

En février 1870, je publiai un mémoire dans VAtlantis sur la configuration 
de la planète Mars, et j'appliquai à Mars les résultats mathématiques de mes 
recherches précédentes. Je trouvai une équation donnant Tellipticité en fonction 
de la densité moyenne Di et de la densité D de la surface de la planète 



e = 



10-0% 2(1-,^^^) 



Dans l'équation, q est le rapport de la force centrifuge à la gravité. 
Maintenant, si nous employons la notation de M. Amigues, q sera remplacé 
par ©, et D' par p', D par p, ce qui donne 



e = ^ — — 



lo-eP' 2(1-'-^') 

formule qui est précisément celle que donne M. Amigues. 

J'ai aussi déduit de ma formule cette conclusion que, si le plus grand aplatis- 
Bornent attribué quelquefois à Mars est admis, nous devons conclure que sa den- 
sité superficielle est plus grande que la densité de l'intérieur de la planète. Mais, 
comme une telle conclusion me paraît contraire aux lois de la Physique, si la con- 
stitution de Mars ressemble à celle de la Terre, je préfère accepter les conclusions 
de Bessel, Oudemans et Winnecke, qui, jusqu'à ce que des observations plus com- 
plètes aient été réunies, admettent pour Mars un aplatissement presque insensible. 

Un extrait de mes premières recherches sur la théorie de la forme de la Terre, 
d'après le frottement, a paru dans plusieurs journaux scientifiques, il y a bien des 
années; je suis cependant convaincu que les résultats obtenus par M. Amigues, 
relativement à Mars, l'ont été d'une manière tout à fait indépendante et sans qu'il 
ait eu aucune connaissance de mes recherches. 

La conformité complète des calculs de M. Hennessy avec ceux de M. Amigues 
le confirme donc dans son opinion soutenue précédemment, en opposition 
à la théorie de Playfair, Herschel et Lyell, sur la forme et la structure de la 
Terre ;*). 

;* .. Dans le mémoire d'Arago sur Mars, il est fait allusion à ces difficultés. ( Totr plus 
haut, p. 91.1 



232 LA PLANÈTE MARS. 

L'auteur est de nouveau revenu sur cette même question en 1880 ( * ). 

M. C.-A. Young, des Etats-Unis, venait de publier une série d'observations 
sur les diamètres équatoriaux et polaires de la planète Mars. Ces mesures 
paraissent avoir été faites avec le plus grand soin et dans les circonstances 
les plus favorables ; les observations étant réduites et corrigées des légères 
influences d'aberration, on a la'valeur finale de e ou de l'aplatissement polaire 

1 

^ 219 

Il est facile de démontrer, dit M. Hennessy, que cette valeur s'accorde 
mieux avec l'hypothèse d'une fluidité antérieure de la planète qu'avec l'hy- 
pothèse d'une érosion superficielle par l'action d'un océan liquide ayant la 
môme densité que Teau. 

Si la planète Mars avait été primitivement dans un état de fluidité dû à la cha- 
leur, la masse se trouverait distribuée en surfaces sphéroïdales d'égales densités, 
la densité croissant de la surface au centre. 

L'ellipticité dépendrait de cette loi et de la périodicité du temps de rotation de 
la planète, comme c'est le cas pour la Terre. Dans un pareil liquide sphéroïdal 



e'-'^'F(a'), 



où Q' est le rapport de la force centrifuge à la gravité à Téquateur et F (a') une 
fonction du rayon dont la forme est subordonnée à la loi qui régit les variations 
de densité en allant de la surface au centre. 

Si nous désignons par T' le temps de rotation de la planète, par a' son rayon 
moyen, par M' sa masse et par g' l'intensité de la force de gravitation à sa sur- 
face, nous aurons 






■t.t 



et, conséquemmcnt, 



pour la Terre, nous avons 



delà 



et, par conséquent, 



^ ~T'^ M" 



,. Aiz'a ^ M 



M' /a y 

^'=Q(iy(r)l 



{') Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, 1880, t. f, p. 1419. 



1872-1880 APLATISSEMENT DE MARS. 233 

Les astronomes admettent généralement que - = 54 environ. 

T = 86164% T'= 24»»37"22»,7 ou 886427». Si nous admettons pour les masses de 
la Terre et de Mars les valeurs déterminées par Le Verrier, nous aurons 

M = ot M ' — ^ o — — • 

* 324439 ^^ ^^ ~ 2812526^ ~ 289' 

par suite 

>5 O»; 



224,07 



5 
Pour la Terre, e = ^ QF(a), et, si F (a) a la même valeur dans Mars ou, pour 

mieux dire, si la densité varie de la surface au centre comme pour la Terre, 

e Q Q 

Mais, comme la dernière détermination de c donne e = ôû^ "ir ' ^® calcul coa- 

Comme la planète Mars offre à sa surface l'apparence d'un fluide aqueux, on a 
pu recourir à une théorie quelquefois invoquée pour expliquer la figure de Mars. 
On a supposé une érosion de la surface combinée avec la force centrifuge qui 
résulte de la rotation autour de Taxe planétaire. Cette théorie a été soutenue par 
sir Charles Lyell. 

En ce qui regarde la théorie de l'érosion par un liquide en mouvement sur la 
surface d'une planète, j'ai trouvé, pour Tellipticité du liquide enveloppant, 

50D-4-6(D^— De 

e étant l'ellipticité de la surface solide, D la densité moyenne et D' la densité do 
ses matériaux solides à la surface; la plus grande valeur que c puisse prendre 
correspond à e = e, et alors 

5QD 



e — 



gi5D-3)-0(l)'-l) 



Pour ce qui regarde la Terre, les valeurs généralement admises pour la den- 
sité moyenne de la planète et la densité de la croûte solide sont, en nombres 
ronds, D = 5,6 et D' = 2,6. Avec ces nombres, il est évident que c ne peut excé- 

41 I 

La plus petite valeur que Ton puisse donner à D dans le présent état de nos 
connaissances est à peu près égale à deux fois D' ; et par suite 



7^ 404,0 

L'auteur conclut que la théorie de rérosion ne peut rendre compte de la 



534 LA PLANÈTE MAT^S. 

figure de la Terre cVune manière aussi satisfaisante que la théorie de rentière 

fluidité primitive : 

a Si Mars était un solide homogène, la théorie de Térosion rendrait aussi 

bien compte de l'ollipticité observée que s'il s'agissait d'un fluide homogène, 

5 I 

car, dans Tun et Tautre cas, e serait alors 7 Q', d'où c' — TnirT) > valeur qui 

4 179,24 ^ 

est sensiblement plus grande que le résultat obtenu par les observations. 

» Les recherches de divers astronomes ont récemment démontré que la 
surface de Mars offre une distribution bien définie de matière solide et de 
matière liquide. Les terres paraissent former des groupes d'îles et non do 
grands continents. 

j) Si la figure de la planète différait de celle qui est déduite de l'hypothèse 
de la fluidité primitive, si son aplatissement était moindre ou beaucoup plus 
grand, une pareille distribution de terre et d'eau ne pourrait exister. Avec un 
fort aplatissement, les terres formeraient une grande ceinture vers Téqua^ 
teur; avec un aplatissement minime ou une figure sphérique, les terres for» 
meraient deux continents circumpolaires ayant un océan équatorial inter- 
médiaire. Tous les observateurs récents s'accordent à donner à la planète 
une distribution différente de celle qui aurait lieu dans ce dernier cas. d 

Pour nous, il nous paraît probable que les anciennes déterminations do 
l'aplatissement de Mars (sur lesquelles le raisonnement de Laplace était 
basé) étaient trop fortes, et que la valeur réelle doit se rapprocher du nombre 
trouvé par M. Young et s'accorder avec la durée de rotation et un accroisse- 
ment graduel de la densité. 

Sur cette même question, M. G. -II. Darwin, l'habile mathématicien, a 
examiné et discuté en 1 876 ( * ) les formules de Laplace sur la densité, la rota- 
tion et Taplatissement des planètes. Appelons o le rapport de la force centri- 
fuge produite par la rotation (à l'extrémité du rayon moyen do la planète) à 
la pesanteur ; Mars tourne en 24*'37™22", 6 ou 1,025956 jour sidéral moyen ; la 
densité adoptée par M. G. -H. Darwin est 0,948 de celle de la Terre; le jour 
sidéral martien est 0,997270. On a pour la Terre 

_ 1 

' ~ 289, m 

et pour Mars 

^ _ _1_ / 0,097-270 y 1__ 

^ ~ 948 \ 1,025950 y 289,66 

= 0,0034409 = ,^^. 

(») On an oversight in the Mécanique céleste, and on the internai densities 0/ llic 
planetif, (Monthly Notices, Dec. 1876. p. 77.) 



1872-1880 APLATISSEMENT DE MARS. Î35 

Les mesures de raplatissement doivent avoir été influencées par des 
erreurs d'observations. En admettant que la loi de la densité intérieure soit 
la même pour Mars que pour la Terre, l'aplatissement qui en résulterait 

serait ~ 

Mais l'auteur a certainement adopté une densité beaucoup trop forte, car 
elle n'est guère que de 0,70. 

Nous avions nous-môme cherché, on 1872 (*), quel est le rapport de la pe- 
santeur à la force centrifuge, à l'équateur de la planète Mars. Adoptantpour 
la rotation sidérale 24''37'»22',7 ou 88643% nous avons : 



'»v 



Vitesse w =: ^^ == 0,0000709. 

w» = 0,0000000050239. 
a ^ 6371000- x 0,53 = 3376630. 
Forcecentrifufçe.w'a — 0,01696. 
Pesanteur g = 9'»,8088 x 0,376 = 3'",688. 

Bur la Terre. -^ = ^gg^ = 289. 
Aplatissement... = ôôô' 

Le rapport de la force centrifuge à la pesanteur, qui est ^ à l'équateur 

terrestre, est zy^j-f «i l'équateur de Mars. L'aplatissement ne doit pas dif- 

férer beaucoup de cetle valeur, si, comme il est probable, la densité de ce 
globe va en croissant de la surface au centre, comme pour la Terre ; il doit 

être voisin de ^^jj?» 

Si Mars tournait sur lui-même en vertu de sa propre force de gravitation 
seule, comme le ferait un satellite à l'équateur autour de la masse de la 
planète condensée à son centre, la rotation s'effectuerait en P40'". Il faut 
jnultiplier ce chiffre par 14,77 pour former la durée réelle de la rotation de 
la iilanète. Ce nombre est en même temijs la racine carrée du nombre 217,5 
trouvé plus haut, représentant le rapport de la force centrifuge à la pesan- 
teur cl l'équateur de Mars. 

Nous avons la relation 



dans laquelle T = la durée de rotation réelle, p la période de rotation 

,') Ktudes sur l'Astronomie, t. 111, 1872. 



236 LA PLANÈTE MARS. 

théorique de gravitation, g la pesanteur à la surface, w la vitesse angulaire 
et a le rayon. 
Mais 

Nous avons donc, pour toutes les planètes, l'équation 



n 


a 


r= 


T' 


1'. « 


X 


T' 


= Î7P' 



OU 

qui lie le rayon de la planète à la période satellitaire. 

LXXV. 1874. — ÏEURY. Aréograpkie, 

Le savant astronome de Louvain a présenté, le G juin 187i, à rAcadémie 
des Sciences de Belgique une « Etude comparative des observations faites sur 
l'aspect physique de la planète Mars depuis Fontana (1636) jusqu'à nos 
jours ( 1873) » {*). Ce travail très important commence par l'exposé de toutes 
les observations, et se continue par la comparaison des diverses représenta- 
lions faites sur chaque région de la planète. C'est une étude minutieuse de 
Taréographie et une discussion détaillée et soigneuse des dessins les plus 
importants. Les principales questions relatives à la géographie et à la mé- 
téorologie de la planète y sont posées. Le but que s'est proposé M. Terby a 
été surtout d'être utile aux observateurs. « Dirigée vers les points douteux, 
écrit-il en terminant, leur attention ne manquera point d'élucider un grand 
nombre des questions énoncées dans ce travail, et la précision de la carte 
de Mars ne pourra qu'y gagner. Je serai heureux si ces prévisions se réalisent 
et si ce mémoire, en faisant atteindre ce résultat, contribue à préparer la 
solution de notre connaissance de l'état physique de Mars. » 

Cette monographie martienne a été de la plus grande utilité, non seule- 
ment aux observateurs, mais encore à tous les savants qui ont voulu s'oc- 
cuper de l'étude de Mars, et la Science est redevable à M. Terby de l'un des 
meilleurs documents sur la question, de l'un de ceux qui ont fait, en effet, le 
plus progresser la connaissance générale de la planète Mars. 

Signalons encore, en cette même année 1874, une excellente étude duRév. 
T.-W. Webb (-), résumant l'œuvre de Kaiser, mort le 28 juillet 1872, étude 
accompagnée de deux des dessins de l'habile observateur hollandais. L'un 

(') Mémoires de VAcadémie royale des Sciences de Belgique, t. XXXIX, 1875. 
(0 Nature of 12 and 19 feb. 1874. 



1375 



ÈTUUES ET DESSINS- 



237 



des points p;ii-Liciiliers lie celte élude est rassertion de Kaisci-, qiir U-s dilTé- 
rences de Ions qui dislingueiil les diverses taclirs sombres et le manque de 
netteté de leurs contours conduisent à penser que ces mers ne ressemblent 
pas fius noires, ijuanl ji leur couleur verl bleu, Webli la uonsidêre comme 
réelle et non due au conlrasle des cimtineuls jaunes. 

LXWl. 1375. — IIOLDEN, BERNAliRTS, KlLEHV, t'i-AWMAlUOS. 



.\ l'Observatoire national de Washinglon, M. Ilolden a Tait, pendant l'op- 
position de 1875, à l'aide du grand équatoiial do 26 pouces (O^iGô), le plus 
grand instrumenl d'optique existant alors, un certain nombre de dessins, 
dont six ont été communiqués à la Société Iloyale astronomique de Lon- 
dres ['), Ils ont été pris au.'i dates des U, 16, 21, 23 juin, 2 et 5 aoilt. Groa- 
sissemenl omployiî : -iOCI. Malgré les dimensions de l'instrument, ces vues 

Fig. iw. 




s'accordent mal avec les aspects connus de la planète. On en jugera par les 
croquis des IG juin, de lO'-W'" à il'' 15", et 23 juin (/îj. 148 et 149), de i0''20» 
à 1 1» 7"', qui sont les meilleurs de la série. Ce n'est pas encourageant pour 
les grands instruments. 

L'auteur ayant dessiné ces vues au pastel, a constaté que c'est la couleur 
rouge-saumon qni se rapproche le plus de celle des continents de Mars, et en 
môme temps, remarque assez inattendue, de celle de la principale bande de 
Jupiter, dont plusieui-s dessins au pastel ont été faits au môme moment : 
,1e mûme crayon a dû servir pour les dcu-t. 

Le 12 aoat 1875, Mars a été occulté par la Liim?. cl l'observation en a éto 

(•) Monihhj Notices, tiov. Isîâ. 



238 LA PLANÈTE MARS. 

faite en plein jour, à 2'* 58", à l'Observatoire de Windsor (Nouvelle-Galles du 
Sud) par M. John Tebbutt. Aucune remarque. 

Pendant la môme opposition, M. Bernaerts a fait à Malines une série d'ob- 
servations et de croquis ('), qui n'ajoutent à tout ce qui précède aucune 
donnée importante. 

Nous nous sommes occupés, pendant Tannée 1875, à faire un certain 
nombre de comparaisons entre diverses planètes, diverses étoiles, et la lu- 
mière du gaz, à l'aide d'un sextant mobile autour d'un ])ied fixe, en amenant 
en contact deux astres différents ou un astre avec un bec de gaz {-], Les astres 
ont été pris autant que possible à une hauteur de 40° à 50"* au-dessus de 
l'horizon, tandis que le gaz de comparaison était à Thorizon, à environ un 
kilomètre au sud de TObservatoire de Paris. Il n'y a là qu'un essai provisoire, 
l'épaisseur atmosphérique tendant à accroître les rayons de Textrémitc 
rouge du spectre, au détriment de ceux de l'extrémité bleue. Ces essais ont 
donné pour les couleurs et les contrastes : 

Sirius , Blanc bleuâtre. 

Lune Jaune clair. 

Jupiter Jaune laiton . 

Mars Jaune oranejc . 

Antarès Orange. 

Gaz Orangé rougeâtre. 

Il y a des contrastes fort curieux : 

Mars et la Lune . Orange vif et bleu pâle. 

Mars et Jupiter . . Orange et vert marine pâle. 

Mars et Saturne Orangé et vert. 

Mars et Véga Rouge et bleu. 

(iaz et Mars Orange et citron. 

Gaz et Lune Rouge cerise clair et argent éclatant. 

Ainsi, cette planète qui parait comme Antarès, sa rivale étymologique et 
historique, si rouge à l'œil nu, est moins rouge (|u\ui bec de gaz vu à un 
kilomètre de dislance. 

Nous avons pris également cette année-là plusieurs dessins de la pla- 
nète. 

LXXVII. 1876. — C. Flammarion. Les Terres du Ciel. 

La première édition de cet ouvrage a été publiée au mois de novembre 
1876 ('); le Livre VI (p. 307 à 440) est consacré à la planète Mars. 

C) Dullelin de l'Académie de Belgique, 2« série, t. \LV, p. 39. 

{*) Voy. Bullelin delà Société Astronomique de Francci U* année, 1887, p. 50. 

O 1 vol. in-8% librairie académique Didier et G'*. 



1876 C. FLAMiMARION. -- GÉOGRAPHIE ET CLIMATS DE MARS. 



239 



Nous y donnions d'abord la figure suivante (fiff. 150), qui sera tout à fait à 
sa placeici pour résumer le cycle antérieur à 1877et nous préparer à Topposi- 
lion périhélique de 1877. C est le centre de l'orbite de Mars, P le point du péri- 
hclie de Mars, a Taphélie de la Terre, p le périhélie'de la Terre, Q la ligne 
d'intersection des deux orbites. On voit que, depuis 1869, chaque opposition 



.bti^ 



fjtf: Mtkr.r 




Kiîî. lôO.— Relation outre l'orbite de Mars et celle de la Terre, de 1867 à 1877 

ramenait Mars un peu plus près de la Terre, et que le plus grand rapproche- 
ment se préparait pour 1877. 

Nous avons marqué sur cette orbite les points des solstices et des équi- 
noxes de Mars. A propos de la climatologie martienne, nous écrivions : 

Ce monde présente comme le nôtre trois zones bien distinctes : la zone torriJc, 
la zone tempérée et la zone glaciale. La première s'étend de part et d'autre de 
l'équateur jusqu'à 28o42', la zone tempérée s'étend depuis cette latitude jus- 
qu'à 6io 18', la zone glaciale entoure chaque pôle jusqu'à cette distance. 

La planète tournant comme la Terre dans le zodiaque, le Soleil tourne égale- 
ment en apparence pendant l'année martienne devant les constellations zo- 
diacales. Seulement, au solstice d'été de Thémisphère nord, ce n'est pas dans le 
Cancer que le Soleil se trouve, mais dans le Verseau, et au solstice d'hiver, ce 
n'est pas dans le Capricorne, mais dans le Lion. De sorte que nou^ pouvons ap- 
peler les tropiques de Mars tropiques du Verseau et du Lion. 

L'existence do l'atmosphère martienne est démontrée. Lorsque les taches de 
la surface sont au centre de l'hémisphère, on les distingue nettement; mais lors- 



240 LA PL.ANÈTE MARS. 

que, emportées par la rotation, elles arrivent vers les bords du disque, non seu- 
lement elles se présentent en raccourci suivant la perspective géométrique de 
leur position sur la sphère tournante, mais encore elles perdent leur netteté, 
deviennent pâles, et cessent d'être visibles avant d'atteindre le bord. Cet effet 
est causé par l'atmosphère, qui absorbe les rayons lumineux, et interpose un 
voile de plus en plus épais à mesure que le rayon visuel approche du bord. De 
plus, le bord de la planète est tout autour, dans son intérieur, plus pâle que la 
région centrale, à cause de la même absorption atmosphérique. 

D'autre part, les neiges, les nuages et les recherches de l'analyse spectrale 
prouvent la présence de la vapeur d'eau dans cette atmosphère. 

La géographie martienne forme Tobjet d'un autre Chapitre, dans lequel 
nous exposions l'ensemble des observations depuis 1636, et qui se complète 
par une Carte représentant nos connaissances les plus sûres. On trouvera 
celte Carte un peu plus loin, p. 251, à propos des préparatifs faits en vue de 
l'opposition de 1877. Nous la résumions ainsi : 

L'examen de ce planisphère nous montre d'abord que la géographie de Mars ne 
ressemble pas à celle de la Terre. Tandis que les trois quarts de notre globe sont 
couverts d'eau, la distribution des mers et des terres est à peu près égale sur 
Mars. Au lieu d'être des îles, émergées du sein de l'élément liquide, les conti- 
nents semblent plutôt réduire les océans à de simples mers intérieures, à de vé- 
ritables méditcrrances. Il n'y a point là d'Atlantique ni de Pacifique, et le tour 
du monde peut presque s'y faire à pied sec. Les mers sont découpées en golfes 
variés prolongés en un grand nombre de bras s'élançant comme notre mer 
Rouge à travers la terre ferme. Tel est le premier caractère de l'aréographie. Le 
second, qui suffirait aussi pour faire reconnaître Mars d'assez loin, est fourni par 
la mer du Sablier et la Manche. 

Nous nous rangions aussi à l'opinion que les taches foncées représentent 
réellement des étendues d'eau, et les claires des continents, interprétation 
discutée et contestée par plus d'un observateur (Liais, Cruls, Urelt, Trou- 
vclot, etc.). 

Qu'il y ait de l'eau sur ce monde, écrivions-nous, c'est ce qui est évident, 
attendu qu'on la voit à l'état de glaces polaires, de neiges variables, et aussi à 
l'état de nuages flottant dans l'atmosphère, et que de plus on en constate la présence 
à l'aide du spectroscope. Les mers, vues de loin, doivent paraître plus foncées que 
les terres, parce que l'eau absorbe une grande partie de la lumière et n'en réflé- 
chit que fort peu. 

Il faut remarquer cependant que les mers de Mars ne sont pas également 
sombres; plusieurs sont particulièrement foncées (la mer du Sablier, le golfe 
Kaiser, la mer Lockyer, la mer Maraldi (carte, p. 251 K On pourrait penser que les 
moins sombres sont parsemées d'îles que nous ne distinguons pas à cause de leur 



1876 C. FLAMMARION. — GÉOGRAPHIE ET CLIMATS DE MARS. îil 

patitesse, et qu'en cortaios pointa momo l'eau n'est pas 1res profonde, comme il 
arrive chez nous, par exemple, pour le Zuyderzée. Ces différences m'ayant sur- 
pris, j'ai cherclié à les oipliqucr. mais sans y parvenir, par des variations de 
transparence dans l'atmosplière de Mars ; elles sont réelles, mais n'en avons-noua 
pas une image dans les eaux terrestres elles-mêmes? La coloration des eaux de 
la mer est loin d'ôtre la même i, toutes les latitudes; la différence est énorme 
pour les fleuves : la Marne est jaune, la Seine vert pâle, le Rhin vert foncé, etc. 
De plus, il semble que ces mers ne soient pas invariables, car, depuis 1830, 
certains changements paraissent incontestables, par exempte le golfe Kaiser, qui 
présentait alors, comme à la un du siècle dernier, l'aspect d'un 111 terminé par un 
disque, et qui depuis 1862 est beaucoup plus largo et se termine, non par un 
cercle noir isolé, mais par une baie fourchue. Peut-être y a-t-il sur cette planète 
des déplacements d'eau et des variations do couleur de l'eau, qui n'existent pas 
sur la nôtre. 



Tel est le résumé des connaissances qui résultaient dêj;\ de l'ensemble des 
observations physiques. Pour la première fois (1876), les uariafîonj dans les 
mers, comme ton et comme étendue, sont établies sur un nombre sufTisant 
de faits observés. 

A celte longue série de travaux qui constituent notre deuxième période, on 
pourrait encore en ajouter quelques autres, dus à: Gapocci (1862), Schultz(id,), 
Vada (1863). Miche;! (1865), Folque (1867), Fabritius (1873), etc. Mais ces 
pierres détachées n'ajouteraient rien à notre édifice. 



Toutes les observations que nous venons d'examiner ont leur valeur intrla- 
sèque, assurément; mais, en arrivant à la clâture de celte deuxième période, 

nous pouvons remarquer que celles de ces dernières années surtout semblent 
n'avoir été pour ainsi dire que des préparatifs pour l'opposition si éminem- 
ment favorable de 1877. Les astronomes s'y préparèrent longuement, comme 
ils l'avaient fait pour 1862, et mieux encore, la planète devenant de plus en 
plus connue, et les progrès de l'Optique accroissant encore toutes les espé- 
rances. 

Avant d'arriver â cette troisième et dernière section de noire examen, 
résumons les progrès qui vieunent d'être acquis peudanl cette seconde pé- 
riode, de 1830 à 1877. 



Flamuarioh. — Marn 



CONCLUSIONS DE Li DEUXIÈME PÉRIODE, 

1830-1877 



Reportons-nous un instant à la page 96 de cet ouvrage, et relisons les 
conclusions que nous avons tirées de la première période. 

Les 13 articles de cette conclusion sont confirmés. Plusieurs sont dévelop 
pés. De nouvelles lumières sont apportées. 

14. La durée de la rotation diurne est désormais ûxée avec précision à 

24h37ai22-,65, 

à quelques centièmes de seconde près : la valeur est sûrement entre 

22% 6 et 22% 7. 

En 1830, on était encore loin de cette précision. 

15. La géographie de la planète est esquissée dans ses traits principaux. 
Plusieurs cartes ont été construites, d'abord par Béer et Mâdler en 1840, puis 
par Kaiser en 1864, Phillips la même année, Proctor en 1867,Green en 1873. 
A ces tracés géographiques on peut ajouter Tessai que nous avons publié en 
1864 sur rhémisphère le mieux connu de la planète, celui qui a la mer du 
Sablier pour centre. Les taches sombres essentielles sont permanentes, et il 
n'est plus possible d'admettre, avec Schrœter, qu'elles puissent être de na- 
ture atmosphérique. Cependant notre première conclusion (Art. 8) est à 
conserver : les formes et les aspects de ces taches sont variables. 

200 vues nouvelles de Mars viennent de passer sous nos yeux pendant 
cette deuxième période. Jointes aux 191 premières, ces vues représentent 
391 dessins différents de la planète, faits par tous les observateurs. Leur 
étude comparative établit que chaque observateur voit selon ses yeux, son 
habileté, ses instruments, et dessine aussi selon ses aptitudes. 

16. Il y a donc pour chaque dessin ce que nous pourrions appeler une équa- 
tion personnelle, une interprétation individuelle, et comme les détails d'un ^ 
globe vu à la distance de Mars et à travers deux atmosphères sont toujours 
plus ou moins vagues et excessivement délicats, plusieurs même se trouvant 

à la limite de la visibilité, il n'y a peut-être pas un seul dessin qui représente 
rigoureusement, exactement, ce que paraîtrait le monde de Mars à un obser- 
vateur très proche de sa surface. 



CONCLDSIONS DE LA DEUXIÈME PÉRIODE (1830-1877). 



^A3 



17. Néanmoins, de toute cette variété reste un fond certain, celui qui est re- 
présenté sur notre Carte générale de la page 69. D'autre part, les causes de 
diversité attriiuaLles aux observateurs u'expliqueul pas certaines diver- 
gences, qui doivent être considérées comme réelles. Ainsi, la mer du Sablier 
varie certainement de largeur et de ton ; sa rive gauche, surtout en haut, à 
la péninsule do Hind, paraît indiquer des terrains tantût secs et tanlût 
inondés ; la mer circulaire Terby a tout autour d'elle, et surtout au-dessous, 
des régions tantôt claires et tantût foncées ; la mer Flammarion est quel- 
quefois traversée par une sorte do banc de sable; la liaie du Méridien a paru 
parfois ronde, parfois carrée, parfois allongée et fourcliue, etc. 

18. Ces aspects et ces variations conQrment l'interprétalion déjà faite pen- 
dant la première période, savoir : que les taches sombres représentent des éten- 
dues liquides, des mors, des lacs, et les taches claires des étendues solides, 
des continents, des Iles. 

19. Les variations des neiges polaires confirment cette assimilation avec une 
eau douée des mêmes propriétés que celle de notre planète, susceptible de se 
convertir en neige, en glace, en nuages. 

20. L'analyse spectrale, créée pendant cetle deuxiiîmo période, établit que 
ces eaux sont analogues aux nùLres comme composition chimique. 

21. Toutefois, ces étendues aqueuses doivent être dans un autre état phy- 
sique que nos mers, moins denses ('/], moins liquides {?], nappes de brumes 
visqueuses (?). 

22. L'atmosphère est moins troublée que la nuire, moins chargée de nuages 
et de brumes, moins productrice de pluies, plus raréfiée, plus transparente. 
L'eau doit s'y évaporer et s'y condenser plus facilement qu'ici. On n'y 
obser\-G pas de cyclones, comme avait cru le faire le P. Secchi, Mais on 
observe parfois des neiges très étendues {voy-fig. p. 121, 128, 129, 130, 147) 
à d'assez grandes distances des pôles, notamment sur la terre de Lockyer, 
que l'on a prise parfois pour le pôle. 

23. Il y a moins d'eau sur Mars que sur la Terre, d'abord comme étendue 
(car cette étendue, an lieu d'occuper les trois quarts du globe, n'en occnite guère 
que la moitié}, ensuite comme profondeur sans doute, car les variations de 
tons des mers peuvent être attribuées à ce que parfois le fond devient visible, 
et les inondations paraissent fréquentes sur de vastes plages qui doivent être 
regardées comme très plates. 

24. L'hémisphère supérieur ou austral de Mars est surtout aquatique ; Thé- 
misphère boréal, surtout continental. Le sol de celui-ci est donc à un niveau 
supérieur à celui du premier. Les causes géologiques qui ont agi dans la 
formation de la planète ont élevé Thèmisphère boréal et déprimé l'hémisphère 
austral. Remarque digue d'attention, il eu a été à peu près de même pour 



2U LA PLANÈTE MARS. 

la Terre : les grands continenls, FAsie et TEurope, rAmérique du Nord, la 
moitié de l'Afrique, occupent l'hémisphère boréal ; Taustral a l'Amérique 
du Sud, l'Afrique du Sud et l'Australie, dont la surface est de beaucoup 
inférieure. 

Cette différence peut provenir de l'action do l'attraction solaire sur l'hé- 
misphère martien le plus rapproché du Soleil, pendant la demi-période de 
révolution de la ligne des apsides, à l'époque critique de la consolidation de 
Técorce de la planète; celte attraction aura eu pour effet de surélever légè- 
rement et obliquement rhémisphère nord. Le centre continental paraît être 
dans le continent Huygens, vers 150** de longitude et 20** de latitude; le 
centre maritime, à peu près à l'antipode, dans l'océan Dawes, vers 330® et 
30**. Pour la Terre, ces mêmes points sont à peu près les Karpathes et leur 
antipode. 

25. L'aplatîssement polaire de Mars est certainement plus faible que ne 
l'avaient cru Herschel, Laplace et Arago, et les objections faites contre la 
théorie paraissent sans fondements. 

La figure géométrique du globe de Mars ne paraît pas différer beaucoup 
de celle de notre globe, comme on l'admettait sur la croyance d'un aplatis- 
sement trop fort. Le rapport de la force centrifuge à la pesanteur est de 
Tnjs» L'aplatissement polaire doit peu différer de cette valeur. 

26. Il doit exister des fleuves à la surface de Mars, puisqu'il y a des mers, 
des nuages et des pluies. La baie du Méridien paraît être l'embouchure de 
deux grands fleuves. 

27. Quoique le globe de Mars paraisse moins irrégulier que le nôtre dans 
SCS reliefs orographiques, il semble cependant qu'il y ait quelques montagnes 
assez élevées, quelques plateaux supérieurs. Ainsi les deux îles dessinées sur 
notre carte aux 47* et 297° degrés de longitude sont tantôt visibles et tantôt 
invisibles : ce sont sans doute des montagnes parfois couvertes de neige. Il 
semble aussi qu'il y ait un plateau fort élevé vers l'équateur, à la droite de 
la mer du Sablier, et un autre vers l'intersection du 185* degré de longitude 
avec le 65* degré de latitude sud. 

En résumé, les analogies de ce monde avec le nôtre continuent de s'établir 
par la série des observations. La climatologie y paraît même singulière- 
ment semblable à la nôtre, soit que la température s'y maintienne à peu près 
au même degré qu'ici, soit que les conditions physiques de pression atmo- 
sphérique, de densité, de pesanteur, y déterminent des effets analogues à une 
température différente. 



TROISIÈME PÉRIODE. 



LE CYCLE MARTIEN DE 1877 A 1892 



TROISIÈME PÉRIODE. 



LE CYCLE MARTIEN DE 1877 A 1892. 



Notre troisième période comprend le cycle martien de 1877 à 1892, plus 
fécond à lui seul que tous les précédents. 

Rappelons d'abord que la combinaison des mouvements de translation de 
la Terre et de Mars autour du Soleil produit un cycle de quinze ans, com- 
prenant tout l'ensemble des aspects que Mars peut nous présenter. La pla- 
nète accomplit sa révolution autour du Soleil en 686 jours 23*» 30™ 41*, la 
Teri'e en 365 jours 6** 9" 11". Il résulte de ces deux mouvements que la 
Terre et Mars se rencontrent sur la même ligne relativement au Soleil tous 
les deux ans environ ou tous les 780 jours en moyenne. L'intervalle n'est pas 
régulier, parce que ni ce monde ni le nôtre ne marchent avec une vitesse 
uniforme, leurs orbites n'étant pas circulaires, mais elliptiques. On se rendra 
compte de ces périodes de rencontre ou d'opposition de Mars relativement 
au Soleil, par les dates suivantes du cycle que nous allons passer en revue. 

OPPOSITIONS DE MARS, DE 1877 A 1892. 

Distance mlnimam à la Terre. 

Rayon orbite Diamètre 

Datea. ^ étant 1. en kilomètres. roaximam. 

1877. 5 septembre 0,3767 55.532.000 30* 

1879. 12 novembre 0,4824 71.877.000 23 

1881. 26 décembre 0,6028 89.817.000 18 

1884. 31 janvier 0,6691 99.696.000' 16 

1886. 6 mars 0,6099 99.830.000 14 

1888. 11 avril 0,6050 90.145.000 18 

1890. 27 mai 0,4849 72.265.000 23 

1892. 4 août 0,3773 56.217.000 30 

En raison de Tellipticité des deux orbites, ces oppositions diffèrent sensi- 
blement quant à la distance qui sépare les deux planètes. Quand la ren- 
contre arrive à Tépoque du périhélie de Mars, lequel a lieu à la longitude 



248 LA PLANÈTE MARS. 

334®, où la Terre passe le 27 août, la distance est réduite à son minimum. 
La position la plus favorable revient tous les quinze ans. Les années 1877 et 
1892 représentent des oppositions périhéliques. Nous avons calculé les dis- 
tances en kilomètres pour la parallaxe solaire 8'',81 et la distance moyenne 
de la Terre de 149 millions de kilomètres. 

Ce n'est pas exactement le jour de Toppositioa que le minimum de dis- 
tance se produit, attendu que l'opposition représente une différence de 180* 
de longitude entre le Soleil et la planète, et que celle-ci peut se rapprocher 
du plan de l'orbite terrestre les jours qui précèdent- ou qui suivent cette 



Fig. 15i. 



>f^^L^,n ^ 




Cyclo des oppositions de Mars. 



situation. Mais il n'y a jamais qu'une différence de quelques jours. Les 
nombres exprimés plus haut indiquent le plus grand rapprochement atteint 
chaque année. 

Si nous évaluons ces distances en kilomètres ou en lieues, nous voyons 
qu'elles varient pour ces sept intervalles d'opposition entre 65 et presque 
100 millions de kilomètres, entre 14 et 25 millions de lieues, ce qui est considé- 
rable. Nous avons représenté ce cycle par la petite figure ci-dessus (fig. 151), 
qui n'a besoin, pour les lecteurs de cet Ouvrage, d'aucune autre explication. 

Ce cycle de 1877 à 1892, qui va former la troisième section de notre étude 
historique, constitue en même temps une période naturelle dans l'observa- 
tion de Mars, et si cette monographie de notre île céleste voisine est conti- 
nuée dans l'avenir, les périodes suivantes seront pour ainsi dire tracées 
d'avance par les cycles futurs... 1892-1907..., 1907-1922, etc. 

L'année 1877 a été fertile en résultats magnifiques. Si l'opposition de 1830 



mi 



C. FLAUMAHION. — CARTE ET OBSERVATIONS, 



219 



W 



a ouvert vraiment pour nous l'étude géographique et climatologique de la 
pianote Mars, l'opposition de 1877 a inauguré l'ère d'une analyse assuré- 
ment plus intime que l'on n'aurait jamais osé l'espérer. 
Nous allons passer successivement en revue tous les travaux accomplis. 

Maintenant que les observations deviennent plus détaillées et plus pré- 
cises, et qu'elles peuvent nous mettre sur la trace des effets des saisons à la 
surrace de la planëte, nous prendrons soin d'inscrire en tôle de chaque oppo- 
sition les dates des solstices et des équinoxes correspondant aux époques 
des observations 

1S77 

Opposition : 5 septembre. 

Pôle incliné ven h Ten-e : austral. 

Calehdribh de Mars. 



1" mai IS7T Ëquinoxc de printemps. Ëquiaoïo d'automae. 

27 septembre Solstice d'iSté. Solstice d'hiver. 

C mars 1ST8 ËquinoKcd 'automne. Ëquinoie de printemps. 

L'opposition de septembre 1877 se présentait comme si privilégiée, que 
notre premier soin a été de construire un planisphère au niveau de toutes 
les connaissances acquises. Cette carte de Mars a été publiée au mois d'avril 
par l'Académie des Sciences, avec la note suivante qui l'accompagnait et en 
expliquait l'opportunité. Il nous a semblé que les cartes antérieures, même 
celle de Procter, laissaient beaucoup à désirer, et nous avons essayé de faire 
un peu mieux, surtout pour aider les observateurs à identifier leurs dessins. 

LXXVni. 1877. — C. FLAHKAnioN. Carte tfe la planète Mars et observations. 



Voici cette note avec la carte {fig. 152), présentée d'ailleurs comme 
« provisoire » et destinée à de grands perfectionnements ['). 



[■L^,..„.„...,..„„„...... 
il peut être Intéressant pour un grand nombre d'observateurs d'avoir sous les 
yeux un planisphère exposant l'état actuel de nos connaissances sur co inonde 
voisin. J'ai l'honneur de présenter à l'Académie une carte que j'ai commencée il 
y a bien longtemps déjft, en I8G3, époque à laquelle je travaillais à la seconde édi- 
tion de mon oavT&gc sur La pluralité des mondes /isJiiMs, dans laquelle jepubliai 
un premier croquis, comme comparaison avec la géographie de la Terre, carte que 
; 



{'] Voy. Comptes rendus de l'Académie 
p. 476. 



des Sciences, séance du Î7 avril 1S77, 



250 LA PLANÈTE MARS. 

j*ai souvent recommencée depuis, qui a seulement été terminée Tannée dernière, 
et qui ne doit encore être considérée toutefois que comme un ^racé provisoire 
des taches permanentes de cette planète. 

Nous possédions déjà trois essais principaux de représentation géographique 
de Mars. Le premier date de quarante ans, et a été donné par Becr et M&dler, pour 
résumer leurs observations faites en Allemagne de 1830 à 1839; le second est dû 
à Kaiser, de Leyde, qui traça une carte de Mars, après les oppositions de 1862 et 
1864, pendant lesquelles il observa assidûment la planète; le troisième est dû à 
M. Proctor,'quî, en 1869, dessina une carte remarquable, beaucoup plus complète 
que les deux précédentes, d'après les observations faites en Angleterre par Dawes, 
en 1864. Ces trois cartes offrent entre elles des dissemblances considérables. 

Mon but a été de représenter, non une seule série d'observations comme dans 
les cas précédents (les miennes, quoique nombreuses, eussent été, du reste, fort 
insuffisantes pour ce but), mais Tensemble général des observations faites depuis 
le commencement, si c'était possible. J'ai comparé, pour construire cette carte, 
plusieurs centaines de dessins, dont les premiers datent de plus de deux siècles 
(1636), et dont les principaux, indépendamment des trois séries précédentes, sont 
dus à Huygens, Maraldi, Herschel, Schrœter, Secchi, Lockyer, Lassell, Phillips, 
lord Rosse, Knobel. La bibliographie aréographique de M. Terby m'a été fort 
utile dans ce travail. 

Le degré zéro des longitudes aréographiques a été placé au point choisi par 
Béer et Mftdler, méridien remarquable par une petite tache très sombre, signalée 
vers 1798 par Schrœter, remarquée de nouveau en 1822 par Kunowski, prise 
comme origine en 1830, par Mâdler, revue par Dawes en 1854 et 1862, placée par 
Kaiser à 90 degrés, et qui est incontestablement un point fixe du sol de Mars. 
D'après l'ensemble des observations, cette tache me paraît isolée de celle qui 
s'étend à sa droite (orient). Kaiser a pris pour origine la tache ronde, non moins 
caractéristique, que l'on voit près du 270» degré, et Phillips, le cap équatorial du 
continent traversé par notre 45» degré. Il m'a paru préférable de conserver l'ori- 
gine précédente, déjà adoptée par Mâdler, Lockyer, Procter, etc. 

La configuration la plus anciennement connue de la géographie de Mars est la 
mer verticale sombre que l'on voit descendre au-dessous de l'équateur, vers le 
70* degré de longitude, s'amincir et se terminer par un coude qui se dirige vers 
l'est en forme de canal. Au-dessous, se trouve une autre mer qui s'avance dans 
l'intérieur des terres en formant un angle. Lorsque le globe de Mars est tourné 
de façon à nous présenter cette région à peu près de face, ces deux mers pa- 
raissent réunies vers le coude, et l'ensemble rappelle la forme d'un sablier. On 
la désigne depuis longtemps sous ce même nom : the Hour-glass Sea. La pre- 
mière observation que nous ayons de cette tache date du 28 novembre 1659, et 
est due à l'astronome Huygens. 

Cette mer, représentée sous forme de sablier par tous les anciens observateurs, 
a, coïncidence bizarre, servi véritablement de sablier ou de mesure du temps, 
pour déterminer la durée de la rotation de la planète. Il semble donc que la meil- 



Icure déaignatloQ & donner k cette mer soit de lui conserver son nom déj& véné- 
rable de mer du Sablier. Aucune dénomination n'n jamais i^té si légitime. Le 
P. Secchi a. proposé le nom de mer Atlantique, et M. Proctor celui do mer de 
Kaiser. Or, d'une part, elle est bien étroite pour mériter ie nom d'Atlnntique, et 
d'autre part, si elle devait porter un nom d'astronome, ce serait celui d'Huygens, 
qui l'a découverte. Pourtoutes ces raisons, il nous a paru logique de lui conserver 
le nom de mer du Sablier. 
Elle est généralement plus sombre et mieux marquée que la plupart des autres 




Carte gi}ogrsphlr]iie provisoire rie la planî'te Murs, pu H- FlatnmarLOD, en 1STS (M, 

taches, surtout vers le centre. Du reste, les diverses taches qui parsèment le 
disque de la planète sont loin d'avoir une même intensité, 

La mer du Sablier et l'océan Ne^-ton, dont elle est le prolongement, forment 
la configuration aréographique la plus anciennement connue. 

On peut leur associer la mer Maraldi, vue aussi par Huygens, en 1659, sous 
la forme de bande analogue à celles de Jupiter. Hooko l'a dessinée en 1666, et 
Maraldi en 1704. Le P. Secchi lui avait donné le nom de Marco Polo, mais il est 
évident quo celui de Maraldi, proposé par M. Proctor, lui convient & tous les titres. 

Le golfe Kaiser, dont l'extrémité orientale forme la baie fourchue (longitude 
léro), est, comme la mer du Sablier et les mers Maraldi. Hooko et Huygens, 
l'une des configurations géographiques de Mars les plus anciennement dessinées. 
On en trouve un vestige dans deux dessins de Huygens do 1659 et de 1683. Herschel 



(') Cette carte est la. mCine que celle qui a i^té publiée dans lu première édition des 
Terre» dv Ciel (novembre 1S76) et dont il a été parlé plus haut. 



252 LA PLANÈTE MARS. 

a dessiné le même golfe en 1777 et 1783, notamment le fer à cheval formé par le 
golfe d'Arago avec celui de Kaiser, et il est même le premier qui ait bien figuré 
ces détails; mais il a été, en 1862, l'objet de Tétude la plus soignée de la part 
de Kaiser. 

A Test du golfe de Kaiser, on rencontre : i^ une baie émergeant au nord de 
Tocéan Kepler; 2« une Manche conduisant de cet océan à la mer Mâdler. Cette 
Manche, comme cette mer, sont également connues depuis fort longtemps. 

Le bras de mer qui s*étcnd de Tocéan Kepler à la mer Mftdler, qui est si 
caractéristique, et pour lequel le nom de Manche est certainement la dénomina- 
tion qui convient le mieux, est surtout connu par les dessins du P. Secchi. La 
mer M&dler paraît se prolonger vers le Nord et devenir d'abord plus claire, puis 
plus foncée, et jeter un bras à l'Est vers une autre mer plus orientale. 

L'océan Kepler est connu par un grand nombre d'observations, dont les plus 
anciennes remontent à William Ilerschel et Schrœter. 

On remarque à l'Est une tache ronde sombre, qui a reçu le nom de mer Lockyer. 
Cette petite mer est très curieuse : on la voit dessinée pour la première fois par 
Béer et Mftdler, en 1830; on la retrouve dans leur carte, sur le 270» degré de lon- 
gitude et le 30« degré de latitude, mais isolée de l'océan Kepler, dont la limite 
orientale ne dépasse pas le 274« degré. On la reconnaît aussi en 1860, dans les 
dessins de Schmidt, d'Athènes, isolée aussi. En 1802, le P. Secchi l'a prise pour un 
cyclone, à cause de la forme circulaire de son entourage. La même année, le 
même jour (18 octobre), elle était dessinée en Angleterre, par M. Lockyer, et il 
la nommait a mer Baltique ». Les dessins de Lassell lui donnent la forme d'un 
œil et on la nomme aussi a Oculus ». 

Les mors de la Rue, Dawes, Airy, Paye et Huygens ne sont pas aussi exacte- 
ment connues. Il en est de même des terres de Laplace, Pontana, Cassini, Secchi, 
Schrœter, Tycho, Webb, et des golfes Arago et Poucault. 

L'avantage pratique de donner des noms aux objets, au lieu de simples numéros 
d'ordre, m'a conduit à inscrire les noms que l'on voit sur ce planisphère : ce sont 
ceux des principaux astronomes, à l'exception de la mer du Sablier et de la 
Manche, déjà nommées par leur propre forme. J'ai suivi en cela le même prin- 
cipe que M. Proctor, mais étendu sur une plus vaste échelle et affranchi de répé- 
titions. 

Très certainement il reste encore bien des points douteux, surtout à partir du 
60« degré de latitude, et principalement au Nord; mais j'ai l'espérance que, telle 
qu'elle est, cette carte représente, aussi exactement que possible, l'état actuel de 
nos connaissances sur la géographie de ce monde voisin. 

Sur cette carte, les degrés de longitude sont gradués de l'Est à l'Ouest pour 
l'observateur terrestre, et de l'Ouest à l'Est pour les habitants de Mars, leur orient 
étant à gauche lorsciu'on regarde la planète, le Sud en haut. 

Telle est la note par laquelle nous résumions alors nos connaissances 
aréographiques. En même temps, à l'aide d'un télescope de 0",20, muni de 



C. FLAMMARION. — CARTE ET OBSERVATIONS. 

grossissements de 310 et 300 fois, nous prenions un graud nombre de des- 
sins de la planète. Nous on reproduisons d'abord ici quatre {/ig. 153),riïduilsà 
l'échelle de l"" pour 1', qui montrenl exactement l'asp«cl et la grandeur du 
disque aux dntes indii-iiiées. Le premier a été fait le .30 iuillet, à If'O"; la mer 




du Sablier est à peu prfts au centre du disque el l'a légèrement dépassé (lon- 
gitude du méridien central : 312'). Le second est du 23 août, à 1i''30°';lamer 
circulaire, ou l'Œil, a sensiblement dépassé le méridien central, dont la lon- 
gitude était alors de lOô'. Le Injisième est du 14 septembre, à lO'lO"; il 




Mars, le '.l si'|ilemlire 1877. 

laisse deviner la mer Maraldi et la mer Hoolte (longitude !du méridien cen- 
tral: 240°). Le quatrième est du 26 octobre, à T'55", et esquisse vaguement 
la figure de deux ailes ouvertes d'un grand voilier, qui parait formée par la 
réunion des mers Schiaparelii el Haraldi [méridien central à 190"). A celte 
dernière date, la planète était déjà fort éloignée de la Terre. 



254 



LA PLANfiTE MARS. 



Ces quatre croquis montreDt en même temps d'une miioiêre frappaule la 
diminution de la neige polaire supérieure ou australe. Le solstice d'été de 
Ihéraisphèrc austral de Mars est arrivé, ea 1877, le 27 septembre. 

A ces croquis, qui représentent la circonférence totale de la planète, 
nous pourrions en joindre ici un certain nombre d'autres faits durant cette 
opposition. Nous nous bornerons à reproduire celui du 27 septembre, à 
8*35"' {fig. 154}, sur lequel le lac circulaire se détache comme un point noir 
bien net. La mer qui l'environne ne paraissait pas se continuer au-dessous, 
comme dans le croquis du 23 août. L'océan de la Rue et la baie Chrislie 
étaient bien limités. 

Remarque difj'ne d'attention : pendant toute cette période de juillet à oc- 
tobre 1877, riiéinisphcre visible de Mars s'est presque constamment montré 
très pur cl sans nuages. 

LXXIX, 1877. — Paul et Prospeu Hekhy. Dessins. 

A l'Ûbservaloire de Paris, MM. Henry frùres ont fait un certain nombre 
de dessins de la planète, pendant la m5mc opposition, à l'équalorial de 




jour i^ 11'' 4j* 



parMM.Honrj 



0'",24 du jardin. Ces dessins concordent d'une manière remarquable avec 
la carte. Quelques particularités cependant sont à signaler. Ainsi, la mer 
circulaire paraît, dans plusieurs dessins, presque rattachée à une traînée 
légère, comme silamer ScliiaparelU se continuait en un mince fdet jusqu'à 
elle. Tel est, par exemple, celui du 22 août, à IPSO'". Un beau dessin du 5 sep- 
tembre, à minuit, montre nettement la baie du Méridien cl la baie Burton, 
mais l'océan Dawes paraît limité au sud par un courant, qui correspond 
d'ailleurs au détroit Arago. Fait plus remarquable encore, les observateurs 
ont vu, à plusieurs reprises, la mer Hooke traversée par une ligne blanche, 



p 


IfiTÎ ASAPH HALL. - DÉCOUVERTE DBS SATELLITES. 25! 

comme ud pont gigantesque de images recUIignes ou un banc de sable; tel 
par exemple, le dessin du 10 septembre, à 9" 50". La rive droite de la met 
du Sablier était très foncée, Deus bauros après, celle mer, amenée parla ro 
tatioti du globe, se présentait dans toute son ampleui-. Ces quatre dessins 
Tort curieux, sont reproduits ici (fig. 155). Un les comparera avec intérê 
avec notre carte complète de la'p. 69. 

A ces dessins, nous ajouterons, des mêmes obseiTateurs, celui du 27 aoù 
'fi3. 156), qui représente la première observation faite, en Fmncc, de l'un 

Fie. r.^ 


1 






1 


k 


Hai-i, lo ■:! ^iDùt 1HT7. i'reuiiurc uiisarvilioa [ïita co l'ianuc d'uii ^llMIiIu da Mars 

des satellites de Mars. Ces satellites ont été découverte à l'Observatoire de 
Washington, par M. Asaph Hall, le plus éloigné, le 11 août 1877, le plus 
proche, le 17 août suivant. La nouvelle Tut télégraphiée en Europe, no- 
tamment à Le Verrier, directeur de l'Observatoire de Paris (qui ne devait 
pas tarder i quitter cette terre : il est mort le 23 septembre suivant), et l'on 
s'oiTorça do vérifier celle découverte, aussi curieuse qu'inattendue. Le 
27 août, MM. Henry réussirent, en masquant la planète, à apercevoir le 
satellite le plus éloigné. Mai-s tournait alors vers nous l'hémisphère ayant la 
mer circulaire à peu près à son centre. 

Avant de continuer notre étude de la planète, c'est ici le lieu de rappeler 
cette étonnante découverte des satellites. 

LXXX. 1877. — As\pi[ IIall. DécouverU des salelliles de Mars ('). 

La découverte des deux satellites de Mars est assurément l'une des plus 
curieuses et des plus intéressantes dos temps modernes. On peut dire qu'elle 

(') Obseroaiiona and orbiU of iho aaleliitea of Mar/i, by AiAea Uw-i.. Washington 
s7«. 


1 



fbfi LA PLANÈTE MARS. 

a éUt laite exprès, — ce qui n'est pas le cas géaéral dans les découvertes, — 
et qu'elle est le résultat de la plus louable persévérance. Nous venons de 
voir que Tannée 1877 a été particulièrement remarquable à cause du rap- 
prr>chement maximum auquel Mars devait se trouver de la Terre, l'opposi- 
tion des deux planètes ayant été fîxée par le calcul pour le 5 septembre de 
cette année-là. Le professeur Asaph Hall, astronome de l'Observatoire de 
Washington, pensa que ce serait là une circonstance extrêmement favorable 
pfiur vérifier le voisinage de Mars, à l'aide du grand équatorial de cet Ob- 
servat^jire (M- H se disait avec raison que, quoique plusieurs observateurs 
eussent déjà été dérus dans leurs espérances en cherchant un satellite à 
cette planète, ce n'était pourtant pas là une raison suffisante pour y renon- 
cer définitivement, surtout en considérant que les conditions actuelles de 
la recherche étaient exceptionnellement favorables. Il se mit donc àTœuvre 
dès les premières soirées du mois d'août, scruta les environs de la planète 
avec un soin minutieux, et, pour ne pas être gêné par son grand éclat, 
prit soin de la masquer ou de la faire sortir du champ de la lunette, de 
façon à pouvoir saisir la plus légère trace de satellite visible dans son voi- 
sinage. 

Les premières nuits furent infructueuses, fatigantes et désespérantes, et 
Tastronomc renonrait à continuer sa recherche, lorsque M"' Hall, secrétaire 
do son mari, insista vivement pour qu'il y consacrât « encore une soirée ». 
C'était le 11 août. M. Hall se mit à l'équatorial, et, trois heures plus tard, 
crut apercevoir un petit point lumineux qui fit battre son cœur. Mais à 
peine avait-il bien constate son existence qu'un épais brouillard, s'élevant 
do la rivicrci Potomac, vint interrompre l'observation. Le ciel resta obstiné- 
ment couvert pendant les nuits suivantes. Enfin, cinq jours plus tard, le 16, 
le ciel s'otant éclairci, l'astronome se précipita à sa lunette, retrouva le petit 
point, ne le perdit phis, et, en deux heures d'observation, constata qu'il 
marchait dans le ciel avec la planète. Ce petit point n'était donc pas une 
étoile fixe. Mais peut-être, — le hasard est si grand! — l'une des innom- 
brables petites planètes, qui gravitent entre Mars et Jupiter, passait-elle 
justement par là on ce moment? On consulta les éphémérides et Ton trouva 
qu'en olTot la planète Europa devait justement passer à cette date derrière 
Mars. 

Un calcul préliminaire montra que si le petit point observé était un satel- 
lite, il devrait être caché par la planète pendant une partie de la nuit sui- 
vante du 17, mais devrait reparaître avant l'aurore, près de sa position 

(*) Cotto lunoltc, alors la plus puissante, a pour objectif une lentille de 26 pouces 
anglais = O'tCG. 



isn 



ASAPH HALL. — D&CODVBRTE DES SATELLITES. 



originale; tandis que, si c'était la planùle Europa, elle devait se trouver le 
soir même un peu au sud-est de Mars. 

Cette nuit du 17 fut merveilleiisemeot claire, et à peine Mars était-il levé 
au-dessus des brumes de l'horizon, que l'équalorialfut impatiemment pointé 
sur lui. Aucun aalellile n'était visible, ce qui était de bon migure. A 4* 
du malin, l'astronome, radieux, vit la petit point lumineux émerger tran- 
quillement des rayons de la planète, comme le calcul l'annonçait ; c'était bien 
un satellite de Mars. 

Ce n'est pas tout. En observant ce satellite et en suivant son mouvement, 
M. Hall ne tarda pas à en remarquer un second, encore plus petit et plus 
proche de lu planète! 

La nouvelle fui télégraphiée aux principaux astronomes du globe, el, 
maigre le scepticisme qu'elle excita d'abord, elle ne tarda pas à être confir- 
mée par toutes les observations ullérioures. 

Ces deux petits satellites ont été suivis, à l'aide des grands instruments, 
pendant les mois de septembre el d'octobre 1877; puis on les perdit de ^Tie, 
i mesure que Mars s'éloigna de la Terre. On les retrouva en 1879, lorsque la 
planète revint dans notre voisinage, el l'on put môme les observer à l'aide 
d'instruments moins puissants, car, lorsqu'on sait qu'une chose existe, on la 
voit beaucoup plus facilement que lorsqu'on ignore son existence. On les 
.1 encore retrouvés pendant l'opposition de 1881, el depuis on les suit pen- 
dant toutes les oppositions. 

Ces deux petites lunes ont reçu de leur découvreur les noms de Dbiuos 
|la Terreur) et Puonos (la Fuite), on souvenir de deux vers de Vlliaiîc d'Ho- 
mère (LiT.XV),qui représentent Mars descendant sur la Terre pour venger 
la mort de son tils Ascalaphe i 



I plus proche ; Deimos te second. Voici les élé- 



Phobos est le premier, 1 
monts de leurs orbites : 

Demï-iliamètre de Mars = ,1301 kilomètres. 

Distance de Phobos — 2,77 demi-diamètres de Mars. 

= 3 321 kilomètre a. 
Distance de Deimos ^ lj.92 dcmi'dlamâtres de Mars. 

= 23 281 kilom6lres. 

Ces distances sont comptées du centre de la planète. Si nous en retran- 
chons le demi-diamétre de Mars, il reste, pour la distance de la surface de la 
planète à la surface des satellites, moins de 6000 kilomètres pour le premier 
et moins de 20 000 pour le second. 

Fi.ias(AiiioK. — Msrê. 17 



258 LA PLANÈTE MARS. 

Le diamètre angulaire de Mars étant de 9", 57, les plus grandes élongations 
ne sont que de 13* pour le premier et de 32' pour le second. 

La révolution du premier s'effectue dans la période étrangement rapide 
de 7*" 39«> 15% et celle du second, dans la période également très rapide de 
30*» 17"" 54% période à peu près égale à quatre fois la première, ce qui indique 
un lien de parenté entre les deux satellites. Leurs orbites sont, toutes deux, 
presque circulaires, à peu près dans le plan de Téquateur martien, et incli- 
nées Tune et l'autre de 26» environ sur l'écliptique. — Nous avons repré- 
senté ce petit système sur notre fig. 157 : c'est ainsi qu'ils circulent actuelle- 
ment dans le plan de Téquateur de Mars. 

A cause de Texiguïtô de ces satellites et de leur voisinage de la planète, 




N 
Orbite apparente des satellites de Mars, pour une lunette astronomique. 

il faut d'excellents instruments pour les distinguer. Toutefois, comme un 
objet qu'on sait exister est plus facile à découvrir qu'un objet dont on 
ignore l'existence, des instruments fort inférieurs à Téquatorial de Washing- 
ton suffisent aujourd'hui pour periueltre d'observer ces deux points lumi- 
neux, et même pour mesurer leur position. 

L'analogie avait déjà fait soupçonner l'existence de ces satellites, et plu- 
sieurs astronomes, W. Herschel, d'Arrest, etc., avaient môme passé de 
longues heures à les chercher. On avait dit : la Terre a un satellite, Jupiter 
e.n possède quatre, et Saturne huit ; -Mars, qui se. trouve entre la Terre et 
Jupiter, pourrait bien en avoir un ou plutôt deux. C'est Kepler lui-même 
qui, le premier, a tenu ce raisonnement, dès l'année 1610, et Voltaire a suivi 
cette tradition dans Micromcgas. 

Ces deux globules célestes sont si petits qu'il est impossible de leur trou- 
ver aucun diamètre appréciable, et qu'on ne peut obtenir quelque estima- 
tion de leur volume probable, qu'en mesurant avec soin la quantité de 
lumière qu'ils réfléchissent. C'est ce qui a été fait à l'Observatoire de Harwird- 
College, par le professeur Pickering, et il résulte de ces mesures photomé- 
triques, confirmées du reste par les estimations des autres observateurs, 



IS77 



ASAI'll UAI.l.. — liÉCOUVEHTK UIÎS SATELLITES, 



îh'J 



qu'en admeUant que leur sui-race sitit analogue à celle do la planÎJle elle- 
même, leurs diamètres ne surpassent pas dix ;\ douze kilomètres. Le premier, 
PhoboH, est le plus brillant et probalitemenl le plus gros des deux ; il n'offre 
que la faible éHal d'une étoile de 10' jii-andeur, et le second, seulement 
celui d'une étoile de 12"; cependant le second est phis facile à découvrir, 
parce qu'il est plus éloîgnfi de la planète et muîns éclipsé dans se» rayons. 
Il n'en est pas moins bien remarquable que ces deux points lumineux, 
dont le diamètre ne surpasse guère celui de Paris, soient visildcs à quinze et 
vingt millions de lieues de distance dans les instruments dus au gënie de 
l'bomme ('} ! 

Les mouvements apparents do ces satellites dans le ciel de Mars sont par- 
ticulièrement curieux. Le satellite extérieur tourne, arons-nDus dit, autour 
de sa planète, en ^0 lieures 17 minutes 54 secondes, tandis que la planète 
tourne sur elle-même en 24 heures 37 minutes 23 secondes, il en résulte 
que ce petit globe paraît marcher très lentement de l'Est à l'Ûuest dans le 
ciel de Mars. 

La différence entm la période du satellite extérieur et la rotation de Mars 
étant de â heures 41 minutes, ce satellite emploie en apparence 131 heures 
pour accomplir son circuit dans le ciel de Mars ; c'est une période de 5 jours 
martiens plus 8 heures, et c'est là un petit mois dont les habitants doivent 
se servir pour leur calendrier. 

Tout autre est le mouvement du satellite le plus proche. Comme il 
accomplit sa révolution entière de l'Ouest à l'Est en 7 heures 39 minutes, 
et que la planète tourne dans le môme sens en 24 heures 37 minutes, il se 
lève à l'Occident et se couche à l'Orient après avoir traversé le ciel avec une 
vitesse correspondante à la différence des deux mouvements, c'est-à-dire 
en 11 heures environ ('). (^'est là un exemtde unique dans le système du 
monde. 

Quelle est la grandeur apparente de ces dL-ux lunes, vues de la planète? 

Chacun suit qu'un objet éloigné à la dislance de 57 fois son diumèlrc, 

(') <c En admettant pour le satellite extérieur un diamètre de 0',031, écrivait M. Hall 
lul-mâmo iMonthlij Notices, fév. 1878, p. 207], cet angle correspond, à la distaDce de 
notre Lune, it un cercle de 187 pieds (= 57 nibtres), de sorte que la proposition d'éla- 
Iquer avec les babiiants de la Lune 
neans a. cbimerical project. > 
méridien, écrit M. Hall {Monthly 
ut une miittLode trâs exacte de déter- 
u du facteur 29, qui, dans le cas de 
Martiens ont un facteur iiifâricur k \. 



blir un système de signaux lumineux pour 
n'est pas du tout uu projet chimérique : « la by i 
('] ■ En observant les passages de cette lune 
Notices, id., p, 208), les astronorneB do Mars oi 
miner les longitudes martiennes, puisqu'au liei 
notre Lune, multiplie l'i^rreur d'observation, le 
Cependaiu, on no peut guère douter que les astronomes 
difSculléa, dues peut-£tre surtout 4 une dense atmosphère et à 
et puis, ce n'est pas une sinécure que d'observer trois passages ai 



oient aussi leurs 
le furtti réfraction ; 
léridiea parjourl • 




260 LA PLANÈTE MARS. 

apparaît avec une grandeur apparente de 1 degré, et qu'an objet éloigné à 
570 fois son diamèlre'sous-lend un angle dix fois plus petit, ou de 6 mi- 
nutes. Le premier satellite do Mars étant à 6000 kilomètres de la surface de 
la planète et ayant, selon toute probabilité, 12 kilomètres de largeur, est 
éloigné à 500 fois son diamètre et offre par conséquent un disque de 7 mi- 
nutes environ. 

C'est un peu moins du quart du diamètre apparent de notre Pleine Lune, 
lequel est de 31 minutes. 

C'est en même temps le tiers du diamètre moyen du Soleil, vu de Mars, ce 
diamètre étant de 21 minutes. 

Le second satellite, éloigné à 20000 kilomètres de la surface de Mars, est 
réduit à un petit disque de 2 minutes et demie. 

La lumière renvoyée par ces deux satellites aux habitants de la planète 
doit être extrêmement faible. Le satellite extérieur n'offre en effet, môme 
au zénith, qu'un disque égal au quinzième environ de celui de notre Pleine 
Lune, ce qui équivaut à une surface 225 fois plus petite. D'un autre côté, 
la lumière reçue du Soleil varie, suivant la position de Mars, de la moitié au 
tiers de celle que reçoit notre astre des nuits. Il en résulte que la clarté de 
Deimos doit être comprise entre les fractions j\^ et ëîï de celle de notre 
clair de lune. Phobos doit être trois fois plus large, offrir un disque de 6 
à 7 minutes et donner une clarté dix fois plus forte, c'est-à-dire comprise 
entre 4V ^^ gV ^^ l'intensité de notre clair de lune. Ce sont là deux lunes 
minuscules. 

La découverte de ces satellites a permis de déterminer avec précision la 
masse de la planète, jusqu'alors assez incertaine. M. Hall a trouvé, relative- 
ment à celle du Soleil, âôira .w» ce qui donne relativement à la Terre : 0, 105 ( * ) . 

Le spectacle de Mars vu de chaque satellite, surtout du premier, doit être 
admirable, et son éclat merveilleux. Vu de Phobos, il occupe près d'un quart 



(*) Les principales déterminations de la masse de Mars antérieures à la déduction très 
précise tirée du mouvement des satellites étaient : 

1802. Delambre, par les perturbations de la Terre ( valeur adoptée par Laplace ). ^-.^ ■ 

1813. Burckhart, par le môme procédé '. vison? 

1828. Airy, en corrigeant Delambre par les observations de Greenwich ^luiiV} 

1853. Hansen et Olufsen, toujours par les perturbations de la Terre »,^q^ 

1858. Le Verrier, par le môme procédé 9994700 

1876. Le Verrier, par les perturbations de Jupiter 28i2'26 

On voit que la valeur la plus approchée était celle de Hansen et Olufsen. 



ASAPH HALL. — DÉGOD.VERTE DES SATELLITES. 



261 



de l'étendue de la voûte céleste, et, ^-u de Deimos, environ ,\. Sa surface 
apparente surpasse dans le premier cas de 6400 fois celle de In Pleine Lune, 
et dans le second cas de 1000 fois, sa lumière de 2500 et 400 fois. 



Une remarque de cosmogonie à propos des satellites de Mara. 

L'hypothèse qui rend le mieux compte do la formation des corps célestes 
est celle qui les considère comme des condensations d'une matière dtiîusG pri- 
mordiale (Rantet Laplace). Le Soleil proviendrait d'une nébuleuse immense 
et les planètes seraient des condensations partielles dans cette nébuleuse; 
leur mouvement de révolution autour du foyer central aurait pour origine 
l'ancien mouvement de rotation de la nébuleuse. 

Il en serait de même des satellites relativement i leur planète : la Lune 
proviendrait de la nébuleuse teri-estre ou se serait détachée de l'équatcur; 
les satellites de Mars, de Jupiter, de Saturne, etc., auraient eu une origine 
analogue. 

Dans cette hypothèse, tout satellite devrait circuler autour de sa planète 
en un temps plus long que la rotation de celle planète, attendu que, depuis 
son détachement, la planète a continué de se condenser et de tourner de plus 
en plus vite, en vertu du principe de la loi des aires. 

Le mouvement si rapide du premier satellite de Mars est-il en contradic- 
tion avec la théorie nébulaire? 

Non. Déji, dans le système saturnien, les corpuscules qui forment l'an- 
neau intérieur effectuent leur révolution en une période moindre que celle 
de la rotation de la planète. La période à laquelle la force centrifuge égale 
lapesanteur est, pour les distances 1,36 à 1,57 de l'anneau transparent, 5*50" 
U l^li", et pour le bord intérieur du large anneau central, 7''i2'" ('), La 
rotation de Saturne est de 10''15"'. 

On peut penser que, dans la zone équatoriale de Mars, comme dans celle de 
Saturne, une atmosphère est restée, après le détachement du satellite comme 
après l'isolement de l'anneau; que cette atmosphère supérieure tT-ès raréfiée 
a néanmoins opposé une résistance au mouvement du satellite et qu'il s'est 
graduellement approché de la planète. Celte approche croissante a eu pour 
i-ésultat l'accroissement de son mouvement. Il est probable qu'il se meut 
maintenant dans un vide paifait, dans l'éther pur, et que sa période est 
stable. Un satellite qui graviterait à l'équalem' même de Mars, tout près de 
la surface, dans le vide, effectuerait sa révolution en 1*40", comme nous 
l'avons déji vu [p. 235). 

Hais continuons notre étude comparative des observations de Mars. 



•} Voij. nos Etudes sur l'Astronomie. 1. 111, 1872, p. 30. 



Î62 LA PLANETE MARS. 



LXXXL 1877. — NiESTEN. Observations et dessins {'). 

M. L. Niesten, astronome à TObservatoire de Bruxelles, a fait, du 21 août 
au 10 novembre 1877, un grand nombre d'observations à Taide de Téquato- 
rial de 0"',152, muni de grossissements de 90 h 450, ceux de 180 et 270 ont 
été les plus fréquemment employés. Ces observations comprennent 42 des- 
sins, parmi lesquels nous en reproduirons quatre représentant : 1* la mer 
circulaire Terby; 2** la mer du Sablier; 3*» la mer Maraldi et la mer Hooke, 
réunies par l'islbme do Nieston ; 4** la mer Marahli et la mer Hooke isolément. 

Voici le résumé que l'auteur donne lui-mômo de ses observations. 

Tache polaire, — Lliômispbère méridional de Mars étant dans son été, 
a présenté sa tache polaire pendant tout le cours des observations. Ovale le 
21 août, celte tache s'arrondit, devient plus petite à partir du 14 septembre, 
pour s'jiplatir de nouveau vers le 20 octobre. Sa couleur était d'un blanc 
franc. Son éclat a varié sensiblement d'un jour à Tautre, ainsi que dans le 
courant d'une même soirée (21 septembre, 8'*15'" et 11** 15"). Notons son 
aspect terne du 21 août et du 18 octobre et son éclat exceptionnel du 22 sep- 
tembre, du 2G août ot du 2 novembre. 

Mers. — Dans toutes les observations, la tache polaire est entourée d'une 
ftier, peu marquée sous le méridien 150°, plus sombre vers les méridiens 
0^ OO*» et 1S0°. 

La mer Zolliier est plus apparente que la mer Lambert, le 11 septembre. 
Elles se rejoignent { Voy. la carte p. 69). La terre de Lockyer est très claire le 
13 octobre. 

Les dessins des 14 et 15 septembre, 18 et 20 octobre {/ig. 158) représentent 
l'extrémité orientale de la mer Maraldi, à laquelle se joint la mer Ilooke. 
La terre de Burckhard présente la forme d'une péninsule ovale. 

M. Niesten pense que la mer que nous avons arrêtée, sur notre carte de 1876 
{voy. p. 251), au 180° de longitude et au 80° de latitude australe se prolonge 
au delà. C'est parfaitement exact, et notre carte de la page 69 montre ce pro- 
longement (mer Maunder). 

Sur cette carte, nous avions conservé le nom de mer Lockyer au lac 
circulaire qui a reçu depuis le nom de mer Terby (que nous avions donné 
à une autre mer sur le premier dessin delà carte précédente, Terres du Ciel). 
« L'aspect de nos dessins, écrit le savant astronome belge, se rapproche 

(») Aiinales aatronomiques de l'Observatoire royal de Bruxelles, i. II, 1878. 



1877 NIKSTEN. — OBSEIl VATIONS ET DESSINS. 253 

beaucoup de la région correspondante sur la carte do M. Flammarion.» 
En effet, la carte de M. Proctor {voij. p, 205) est certainement trùs loin de la 




Ob^etvalionBde Ma», pur M. NichtiMi en <S7T. 

vérité pour la « Dawea sea v comme pour le long ruban de iner qui s'élève 
-sur cette carte le long du 240" méridien. 

Le détroit d'Herachel II se montre tel que le représente notre carte de 
" la page 69, mais sans trace de l'Ile Phillips. 

Les taches ont présentti une couleur d'un gris bleu&tre plus ou moins 
foncé; les plus sombres ont été le lac circulaire, la région nord et la r<!!gion 
centrale de l'océan de la Hue et l'extrémité orientiile de la mer Maraldi. Le 
disque de la planète était généralement d'un jaime très p&le, pai'foîs jaune 



264 LA PLANÈTE MARS. 

'orangé, ocreuse le 21 août. Notons aussi des reflets rougeâtres le long de la 
mer Maraldi et parfois au sud do Tocéan Dawes, ainsi qu'aux environs du 
lac circulaire et du détroit d'Herschel. Ils ont été surtout sensibles sur la 
terre de Burckhard. 



LXXXII. 1877. — F. Terby. Études sur la planète Mars {*). 

Le savant astronome de Louvain a communiqué à l'Académie de Belgique 
le résumé de ses observations. Nous en extrairons les points les plus 
importants. (Lunette de 9"" d'ouverture; grossissements de 120 à 140 fois). 

JjSl tache polaire méridionale a été constamment visible, comme il fallait s*y 
attendre ; sa forme légèrement ovale attestait bien souvent qu'elle était tournée 
du côté de la Terre. Cette tache à été la plus brillante, la plus blanche, la plus 
étendue lors des observations faites à la fin du mois d^août, tandis que le 
détroit d'Herschel II apparaissait sur le disque (fig, 1). Elle a été plus faible et 
moins étendue pendant mes observations du milieu de septembre {fig. 2, 3, 4 et 5), 
tandis qu'on observait les mers Hooke et Maraldi. A partir du 21 septembre, elle 
fut vue de nouveau plus blanche et plus brillante, tandis que Ton observait l'extré- 
mité occidentale de la mer Maraldi pf, l'océan de la Rue, la mer Lockyer, le 
détroit d'Herschel II et la mer du Sablier. Pendant la période qu'embrassent ces 
observations, et qui s'étend du 30 août au 20 octobre, l'auteur n'a pas observé 
de neiges septentrionales. 

Fig. i. Le 30 août 1877, de 10 *> 30» à 10*>45">. La tache polaire méridionale est 
très brillante, très blanche et arrondie. La bordure sombre qui l'entoure (mer 
Phillips) est la région la plus noire du disque. La région observée est celle du 
détroit d'Herschel II. En c, on aperçoit deux baies ; en 6 se trouve l'océan de 
la Rue. Le grossissement de 120 fois fait voir une région brillante en a; c'est 
celle qui correspond aux îles de Philipps et de Jacob. Par moments cette zone 
donne à la tache l'aspect de deux bandes parallèles. La partie septentrionale du 
disque, située sous la zone sombre, est beaucoup plus brillante que la région 
située entre celle-ci et la tache polaire. La zone sombre est plus foncée de chaque 
côté, dans le voisinage du bord de la planète. 

Fig. 2. Le 11 septembre, de lO^^ô»» ài0*>30°». La tache polaire est beaucoup 
plus petite et plus faible que le 30 août. Les taches sombres sont elles-mêmes 
très faibles. On y remarque pourtant très bien des parties inégalement foncées. 
On voit la mer du Sablier d, la mer llooke mr, la mer Maraldi f, la terre de Bur- 
ckhard p; la mer ZOllner t est douteuse. En résumé, cette observation a été peu 
satisfaisante à cause de la faiblesse étonnante de ces taches habituellement si 
bien visibles. 

(*) Bulletin de l'Académie des Sciences de Belgique, 1878, 1. 1, p. 33. 



F. TEKUY. — Ï^TUDES SUR LA PLANiiTK. 



ÎC5 



Fiij. :i. Lr H septembre, de 10*" à 10''Î5'». L'image est admirnlilemeut nette, 
gnîco BU passage de It^gëres vapeurs. La tache neigeuse semble entièrement 
tournée vers nous, mais elle n'est pas franchement blanche ni brillante. La mer 
Ilooke mr apparaît avec une forme différente do celle de la carte de M. Proclor. 
La ci'ite qui longe la terre do Burckhanl mérite toute conflaace ot pourra t-tre 



via. I. 




corrigée. I^ terre do Burckbard est plus large au nord qu'au sud et présente 
une courbure qu'on ne soupçonnait point. On voit aussi que la mer Ilooko ne 
longe pas celle de Muraldi jusqu'à l'estpémité la plus occidentale de cette der- 
nière. Kntre la petite KOne sombre qui entoure la tache polaire et les mers 
llooke ot MaraMi, on voit une bande foncée. 

Fil}. 4. Le n septembre, de 8''30"' à 3''35'". Un voit la mer Maraldi { la zone 
sombre présente une baie h(. « J'ai vainement chercha, en -f. b, l'est de cette 
baie, la langue de terre que j'ai proposé do nommer Terre de Webb, et qui est si 
marquée dans plusieurs dessins de cet astronome. Cette solution de continuité de 
la bande est demeurée douteuse dans ma lunette astronomique •- Eutre la mer 
Maraldi et la tache polaire, on voit encore distinctement une bande sombre, Ui 
tache polaire est toujours plus petite et moins brillante que le 3U août. 



266 LA PLANÈTE MARS. 

Fig. 5. Le 17 septembre, à 10^45". La tache polaire semble encore plus petite, 
mais est devenue plus brillante qu'à 8** 30™. 

Fig. 6. Le 21 septembre, de 8^15» à 8>*30*". La tache polaire est redevenue 
plus blanche et plus brillante sans toutefois égaler en éclat son aspect du 30 août. 
On voit que l'extrémité kf à pf de la mer Maraldi est conformée autrement que 
ne l'indique la carte de M. Proctor. La région septentrionale du disque était évi- 
demment grisâtre. 

Fig, 7. Le 27 septembre, à 8^15". La tache polaire est blanche et brillante ; 
on voit l'océan de la Rue b, une petite mer q qui est la région la plus sombre du 
disque, arrondie comme l'ombre d'un satellite de Jupiter ; elle correspond à la 
région occupée par les mers Lockyer et Dawes de M. Proctor. Ces deux petites 
mers sont-elles confondues ici. ou n'en existe-t-il qu'une seule en réalité? On voit 
aussi l'extrémité p/", la mer Maraldi. 

Fig, 8. Le 27 septembre, de 8*» 10™ à 8*>55">. Cette observation porte à admettre 
une communication entre Tocéan de la Rue et la mer Maraldi. 

Fig, 9. Le 28 septembre, de 8>*5™ à 8*» 15". Tache polaire blanche et brillante. 
La petite mer q est toujours la région la plus sombre. 

L*auteur a continué ses observations jusqu'au 20 octobre et a publié encore 
six autres dessins. Ces résultats sont remarquables, surtout si Ton considère 
l'instrument à l'aide duquel ils ont été obtenus : 0"',09 seulement d'ouver- 
ture. Objectif excellent de Secrétan. Sans aucun doute, excellente vue et 
excellente méthode d'observation. 



LXXXIU. 1877. — 0. Van Eiitborn. Observatians et dessins. 

Ces observations ont été faites également en Belgique, à Aertselaer, près 
d'Anvers. M. le baron Octave Van Ertborn a commencé ses études de Mars 
dès l'année 1860 et en a fait plusieurs dessins presque à chaque opposition. 
En 1877, il a publié dans les Mémoires de l'Académie de Belgique (M 26 des- 
sins faits du 15 août au 3 novembre, à l'aide d'une lunette de lOS™" montée 
en équatorial. Grossissements 125, 205 et 255. 

L'hémisphère austral de la planète a jjrésenlé généralement d'une manière 
très nette le contours de ses continents et de ses mers, tandis que ceux de 
l'hémisphère boréal ont été rarement visibles et sont restés comme voilés 
par des brouillards. 

Les principales configurations géographiques peuvent être reconnues sur 
ces dessins. L'auteur croit avoir distingué la passe de Bessel, mais il lui a 

(•) Observations de la planète Mars pendant l'opposition de iSll, (Mémoires des 
Savants étrangers, t. XLII, 1879). 



18T7 



VAN EHTBORN. — OBSERVATIONS ET DESSINS. 



?67 



616 impassible de voir la mer Dawes, Il croit aussi avoir remarqué iin filet 
reliant la mer circulaire h l'océan voisin. Les mers llooke et Maraldi sont 
admirables de netteté. La mer du SiibUer est un peu courte. Le cap polaire 
est fort brillant sur tous les dessins, très reiniinjuables pour l'iiislrtiment 
eni|ili)yé. 

Afin d'obtenir un équilibre de tenip'>ralure parfait, la coupole a été 
ouverte plusieurs heures avant le coramencemenl des observations, Tobjec- 
lif df'couverl et le tube de l'instrument ouvert. L'équatorial est mû par un 




iplcmbre IS7T, 



mouvement d'horlogerie parfaîteineat régulier, fait très important, ajoute 
l'observateur, car, pour apercevoir de minutieux détails, il faut regarder 
longtemps, et ce n'est que par une sensation continue qu'ils afTecient la 
rétine. La situation h la. campagne est aussi de la plus liaule importance 
pour lo calme et la netteté des images. L'auteur, ayant H(- aidé dans ses 
observations par plusieurs personnes, ajoute : 



L'ffil de l'observateur joue un rôle capital dans l'observation des objets très 
petits ou très faibles. II est un fait que l'on ne peut perdre de vue et que l'on a. 
négligé jusqu'ici, c'est de faire faire les observations délicates par des personnes 
dont la vue ne soit pas fatiguée. Il est des riltincs dont la sonsibilitd et la définition 
sont telles que leur rùle doit êlro supérieur &' celui des meilleurs iastrumentR. 
Mon neveu aperçoit quatorze Pli5iades à l'œil nu; les dtoilos et les planètes 
lui apparaissent dépourvues da rayons, El aperçoit à 03 mi''tres de distance des 
points blancs de 1 centimètre carré sur fond noir. Le 5 septembre 1NT7, il vit & 



268 LA PLANÈTE MARS. 

Taide de mon quatre pouces le compagnon de [x d'Andromède, dont il n*avait jamais 
entendu parler et qui est un test très sévère, même pour les objectifs de huit 
pouces. 

Nous reproduisons ici deux des meilleurs dessins de M. Van Ertborn, 
faits par une excellente atmosphère. Le premier, du 5 septembre à 
IPSO" (fig. 160), montre les océans Dawes et de la Rue, la mer du Sablier, 
le détroit d'Herschel IL Le second, du 29 septembre à 7*", 45 (fig. 161), 
montre Tocéan ;de la Rue, sans doute la baie Burton dans le ruban infé- 
rieur, la mer circulaire Terby rattachée par un fil, et la passe de Bessel. 

Très certainement, le dessinateur termine, accuse plus ou moins nette- 
ment des contours vagues, indécis, douteux. Il n'en peut être autrement 
et telle est la principale cause de la diversité des dessins. 



LXXXIV. 1877. — CiRULs. Observations, dessins, durée de rotation. 

On doit à M. L. Cruls, alors astronome à l'Observatoire de Rio de Janeiro, 
aujourd'hui directeur de cet établissement, une belle série d'observations et 
de dessins photographiés (*). Ces observations ont été faites à l'équatorial 
de 0",25, généralement muni d'un grossissement de 240 (une fois, le 13 oc- 
tobre, la planète étant voisine du zénith, de 340 et 580). 

Les observations s'étendent du 16 août au 13 octobre. Durant toute cette 

!. période, le pôle austral s'est constamment montré d'un blanc intense. La 

tache polaire a visiblement diminué d'étendue. Le 13 octobre, elle n'était 

plus en contact avec le bord de la planète, mais intérieure, isolée et plus 

réduite. 

Circonstance rare pour la plupart des observatoires, grâce à la position 
de Rio de Janeiro, la distance zénithale méridienne de Mars pendant cette 
opposition n'a pas dépassé 12<*. 

M. Cruls cite une opinion de M. Liais, alors directeur de l'Observatoire de 
Rio, d'après laquelle les taches sombres ne seraient pas des mers, mais des 
terrains plus foncés que les autres, et se range à cette manière de voir. Ces 
tons varieraient avec les sécheresses et les pluies. Les terrains pourraient 
être considérés comme différant plus entre eux que des mers, les eaux 
offrant plutôt une teinte intermédiaire entre des terrains clairs comme du 
sable ou foncés comme des forets et des prairies. 

Dans cette appréciation, toutes les taches sombres ne seraient pas dues 

(•) CnuLs, Mémoire sur Mars, Taches de la planète et durée de sa rotation. 1 vol 
in-8*.Uio de Janeiro; 1878. 



I8T7 



CRULS. — OBSERVATIONS ET DESSINS. 



à des étendues d'eau; plusieurs représenteraient des terrains couverts de 
végétation. 

Les taches sombres voisines des régions polaires ont paru vagues ; celles 
comprises entre 50° de latitude sud et 40' de latitude nord ont paru plus 
distinctes. 

La présence dans notre atmosphère d'une légère couche rie vapeurs, tem- 
pérant l'excessive lumière de la planète, accroît la netteté des taches. 

Une belle série de 21 dessins photographiôs accompagne ce Mémoire. 
L'un d'eux est reproduit ici, celui du 16 septembre {fuj. 162J. Nos lecteurs 




y reconnaîtront tout de suile la mer .Maraldi, la mer Ilooke, la mer Flam- 
marion el la mer Zollner, ainsi que le continent Hcrschel, la terre de 
Burckhard, l'Ile Dreyer, les terres de Webb et deCassîni, etc. 

M. Cruls s'est servi de ces observations pour déterminer directement la 
durée de rotation, d'après le retour delà mer circulaire au méridien central 
les 24 août, 3 septembre et 3 octobre, ainsi que par lo retour de la pointe 
occidentale de la mer Maraldi, les IC août et 27 septembre, et a trouvé pour 
celle durée, correction faite des positions de la Terre: 2i''37'"34*. 

Ces observations du savant astronome de Rio ont ajouté de précieux docu- 
ments à l'étude de la planète. Nous ne partageons pas toutefois l'opinion de 
notre illustre ami sur les taches sombres. La plus grande probabilité, à nos 
yeux, est en faveur des mers. D'abord, la présence de la vapeur d'eau dans 
l'atmosphère martienne est démontrée par quatre faits distincts : l' l'analyse 
spectrale; 2° les neiges polaires, qui varient avec les saisons; a* les voiles de 
vapeur parfois étendus sur de vastes contrées; 4" les nuages, rares, mais 



-270 LA l'LANÈTK MAllS. 

exfstanl. Or, celli; vapeur ne peut provenir que d'éteudues li'eau; les c 
(lues dV-aii doivent paraître plus foncées que les conliaents puisqu'elles ab- 
sorbent plus la lumière incidente, ot ce soûl plutôt les taches sombres que 
les taches claires qui les représentenl. Ensuite, leur niobilitt- est un indice 
de leur nature; nous avons déjà constate-, et nous reconnaîtrons plus loin, 
plus silremeut encore, que plusieurs taches sombres varif^nt de largeur; or, 
l'eau ii'est-elle pas l'élément mobile par excellence? Il nous semble donc que 
les taches foncées représentent les étendues d'eau rjui existent incontes- 
tablement à la surface de la planète. 

Affirmer qu'il n'y a pas autre chose, — peut-être, mmme l'indiquent 
MM. Liais et Cruls, des forêts, des prairies, etc. — serait dépasser les limites 
d'un raisonuement molivé. C'est fort possible, et c'est même vraisemblable. 
Nous avons nous-méme bien souvent remarqué, dans nos voyages en ballon, 
que -des prairies, des marécages couverts de joncs, paraissent plus foncés 
que les fleuves. Mais l'eau doit y jouer le rôle fondamental. 



LXXSV. 1877. — J.-L.-E. DnBVBn. Observations cl (Jessins, 
A l'Observatoire de lord Hosse à Parsonstown', M. J.-L.-E. Dreyer a appli- 




HcBSin? (le Mars par 11. Dreyer. 7 soiilcmliro el 3 octobre 1877. 

que le télescope de trois pieds à l'observation de la planète. Oculaii'es gros- 
sissant 160 et 215 fois. Le télescope de six pieds n'a pas donné d'images 
meilleures. 

L'observateur a publié douze dessins [M- Nous reproduisons ici les deux 
plus intéressants, le premier du 7 septembre à 11 '■50'" {/iij. 163), le second du 
3 octobre à U'IO" {(ig. iM). Dans le premier, on remarquera le détroit 

(') l^'oloa on Ihe physical appcarancc uf Ihc plunet Mars. Tha scientific Transac- 
tions of Ihc royal Dublin Sociel'j, 1878, t. I, p. 6*. 



1877 LOHSE. — OBSERVATIONS ET DESSINS. 271 

d'Herschel et la baie du Méridien, sous forme d'un ruban détaché, rappelant 
la flg, 96 de Lockyer, 25 septembre 1862 (p. 155), ainsi que celle de Knotl, 
du 23 septembre 1862 (p. 171 ), et celle de Kaiser, du 31 octobre 1862 (p. 174). 
Tous les dessins de Dreyer représentant cette partie de la planète offrent 
le même aspect. Le détroit d'Herschel est donc parfois très sombre. 

Dans le second dessin, on remarque la mer Terby, bien détachée aussi de 
l'océan environnant, nettement circulaire, ou plutôt légèrement allongé de^ 
FEst à rOuest. Le lac situé au-dessous n'est pas marqué. Il l'est, faiblement,! 
sur les dessins du 28 septembre et du l" octobre. 

L'hémisphère inférieur ou boréal est très pâle et presque dépourvu dej 
taches, dans tous les croquis, excepté pour la mer du Sablier. 

La longue bande verticale nommée Bcssel's Inlet sur la carte de Procter n'a' 
pas été vue une seule fois. 



LXXXVI. 1877. — 0. LoHSE. Observations et dessins (*). 

Cet observateur, dont nous avons déjà remarqué les éludes en 1873, a fait 
pendant l'opposition de 1877 une nouvelle série d'observations et de dessins. 
Ceux-ci se rapprochent plus des aspects connus que les premiers ; toutefois, 
les différences sont encore dignes d'attention. On en jugera par les quatre 
que nous reproduisons ici (fig. 165). 

Le premier est du 8 septembre, à 9** 30" (heure de Berlin). On y reconnaît 
la mer du Sablier au centre, et au-dessus le vaste espace clair qui repré- 
sente la terre de Lockyer. 

Le second est du 21 septembre, à 9''33'". La longitude du méridien central 
devait ôtre alors 158% et la mer Maraldi traversait ce méridien : on ne la 
reconnaît guère. 

Le troisième est du 26 septembre, à 9*»27'". Le lac Terby vient de traverser 
le centre; il est allongé, et à droite, la mer voisine est singulièrement 
recourbée et retournée vers lui. Dans un dessin fait la veille, la communica- 
tion est même complète. Comparer ce dessin à celui do M. Schiaparelli, que 
Ton verra plus loin, pris le môme jour. 

Le quatrième dessin est du 3 octobre, à 9** 36". La longitude du méridien 
central devait être alors de 51*, et ce que nous avons devant les yeux, c'est la 
baie Christie. 

Ces observations ont été faites avec un èquatorial de 5 pouces \, 

(') Beobachlungcn und Untersiichungen nbcr die physischc Beschaffenhcit des 
Jupiter und BeobaclUungen dcf< Planctcn Mars. Observatorium zu Potsdam, 1878. 



1S77 



N.-E. GREEN. — DESSINS ET CARTE. 



273 



venir en partie tie ce que relie almosphèrc n'est pas abHolumenl transpa- 
rente. 11 semble que celle transparence soit soumise à des oscillations, 
comme l'indiquent les variations de la coloration rouge, vue à travers celle 
atmosphère. Il parait exister là des vapeurs, des brumes qui, pour une 
cause quelconque, ne se condensent pas en nuages analogues aux nôtres. 
Ce brouillard léger, de distribution inégale, est plus ou moins transparent et 
laisse apercevoir les configurations géographiques, excepté vers les bords | 
du globe, parce qu'ici l'épaisseur est plus grande et que les lacunes ou 
éclaircies sont masquées par l'angle de la projection ; il réfléchit par consé- 
quent mieux la lumière solaire au boid qu'au centre. 

Quant à la cause qui empêche les nuages d'être aussi denses que sur la 
Terre, l'auteur déclare qu'il considi^re comme raisonnable l'opinion d'un 
observateur anglais, M. Brelt, dontnous parlerons plus loi», d'après laquelle 
la planète serait encore très chaude : cette chaleur empêcherait la conden- 
sation des nuages, à l'exception des régions polaires. 

Comme l'observateur anglais aussi, l'astronome allemand pense que les 
taches polaires pourraient être dues, non ù des neiges, mais à des nuages fort 
élevés dans les régions supérieures de l'atmosphère. Celle opinion est en 
contradiction avec celle qui est généralement reçue, mais l'éclatante blan- 
cheur de ces taches polaires, qui paraissent même parfois dépasser le bord 
du disque, est favorable à cette appréciation. 

Nous psaminerons bientât ces assertions, en arrivant aux observations da 
M. John Brelt. 

LXXXVII. 1877. — N. E. Green. Dessins el Carte. 



M. Nathaniel Greon, artiste peintre anglais, avec lequel nous avons déjà 
précédemment fait connaissance, s'était rendu à l'île de Madère et installé 
à une altitude de 1200 pieds anglais, et même ensuite à 2300, avec un téles- 
cope de 13 pouces, du système newtonien, dans le but d'obtenir les nieil- 
Icurcs vues de la planète. L'oculaire le plus fréquemment employé a été 
celui de 250 diamètres, parfois celui de 400. 

Dans ces conditions très avantageuses, il a étudié le monde de Mars avec 
le plus grand soin et en a fait un grand nombre de dessins (41). Il remarque 
avec raison que le crayon ou le pinceau donnent toujours trop d'intensité, 
trop de force aux aspects délicats, et parfois très vagues, reconnus souvent 
avec difficulté par l'œil même le plus exercé. 

L'auteur a présenté à la Société lloyale astronomique de Londres (') et 

('} Royal Mironoinical Society. Memoirs, t. XLIX, 1877-1879, p. 123, et MonlMu 
Notices, l. XXXVIII, 1878, p. Ï8. 



27i 



LA PLANÈTE MAItS. 



Ijubliii douze de sus dt-ssiiis en lithographie, plus deux dessins du pôle sud, 

et a lirt de cet ensemble une Carte générale, lit plus complète qui ait 

jusqu'alors été publiée. Cette carte est, pour ainsi dire, devenue classique. 

Nous reproduisons ici [fig. Iti(i) d'ahord quatre de ces vues, représentant 




rcnsemble de la plani-tc, prises: 1° le 1" septembre à 10''-40'° (heui'C de 
Greenwich), longitude 7°; 2' le 39 septembre à S^O", longitude 94"; 3' le 
18 septembre à I I''4ri"', longitude 232°; 4" le I5 septembre i 1 1*" lO», longi- 
tude 250°. Le méridien central traverse dans la première la baie Burton, à 
droite de la biiie du Méridien ; dans la seconde, l'extrémité orientale de la 
mer Terby; dans la troisième, la mer Hooke et la mer Maraldi; dans la 
quatrième, la baie Gruithuisen : la mer du Siiblier arrive par la droite. 
L'ensemble des dessins faits du 19 août auSoctobre 126 nuits favorables, 



276 LA PLANÈTE MARS. 

21 inutiles) a conduit Fhabile observateur à construire, comme nousTavons 
dit, une Carte générale que nous reproduisons également ici {fig. 167). Elle 
mérite d'être étudiée dans ses moindres détails. 

Les régions circumpolaires australes et boréales sont représentées au- 
dessus du planisphère. 

M. Green n'a tracé sur cette carte aucun détail qu'il n'aie vérifié lui-même. 
Elle diffère considérablement, en plusieurs points, de celle de Proctor. 
Ainsi, malgré Tattention la plus soutenue, il a été impossible de constater 
l'existence de la longue passe appelée Bessel Inlet. (Xouslavions, d'ailleurs, 
(léjà supprimée de notre carte avant même les observations de 1877.) L'au- 
teur pense qu'un aspect de ce genre pourrait être produit parfois par un 
courant atmosphérique du Nord au Sud. 

Les environs du lac circulaire, mer Terby, sont également très difiérents; 
ce lac circulaire est une tache sombre nettement définie : on l'a observé dix- 
huit fois à Madère sans apercevoirlamerDawes, mais en devinant plutôt une 
ombre grise assez vague. La carte est particulièrement intéressante à étu- 
dier sur ce point. Examiner notamment le petit lac Schiaparelli et lile 
neigeuse de Hall. 

La mer Maundcr, tracée sur cette carte, au-dessus de la mer Maraldi, 
entre la terre de "Wcbb et la terre de Gill, et visible entre autres sur le des- 
sin du 18 septembre, a été tracée pour la première fois sur notre carte 
de 1877, s'étendant du 247* degré de longitude au 180', c'est-à-dire, en 
comptant ouesl-cst, du 11 2* au 180'. Sur la carte de M. Green, cette mer est 
tracée un peu plus à droite et beaucoup plus longue, du 130' degré au 220*. Elle 
a été observée en môme temps par M. Maunder à l'Observatoire de Greenwich 
comme bande intermédiaire entre la mer Maraldi et la mer Joynson. 

Les rives des océans se sont montrées plusieurs fois d'une blancheur de 
neige. A ce propos, nous croyons devoir traduire ici, à peu près textuelle- 
ment, ce que dit l'auteur. 

w Neiges. — En dehors des neiges polaires, on en remarque sur plusieurs 
points des continents. Dans le dessin du 20 avril 1856, de M. Warren de la 
Rue (voy, plus haut, p. 128), tout le continent au sud de la mer du Sablier 
est évidemment couvert de neige, car à ce moment le pôle sud était hors de 
vue et la forme de la région blanche est précisément celle de la terre de 
Lockyer, vue en raccourci. Cet aspect se voit aussi clairement sur les fig, 3 
et 4 publiées par l'auteur en 1873 dans VAstronomical Reglster (voir égale- 
ment plus haut, p. 219) : là aussi, le cap polaire sud est hors de vue, mais 
la neige couvre toute la terre de Lockyer. Il y a également une indication 
très marquée de la présence de la neige sur la ligne blanche qui forme les 



J877 



N.-E. GREBN. — DESSINS ET CARTE. 



WT 



bords du rontinent Béer, près de l'èipialeiir, et il n'y a aucune témérilê à 
supposer que ce continent soit hornô par des chaînes de munlagnes d'une 
grande hauteur comme les continents américains sud et nord, sur leur côte 
occidentale, par les /Vndes. Ces lignes claires ne sont pas confinées aux bor- 
dures du continent Béer, on en voit aussi en d" autres régions, telles que la 
terre de Kepler, au sud de la mer Terby, à la péninsule de Hind, et 4 l'Ile 
neigeuse de Dawes. 

■ Nuages. — Les nuages de Mars, écrit aussi M. Greeu, sont évidemment 
beaucoup moins denses que ceux de la Terre, à ce point qu'aucun nuage 
proprement dit ne paraît exister dans les régions èquatoriales. M. Bretl a 
été conduit à considérer les caps polaires comme des formations nuageuses, 
mais cette hypothèse est contredite par la forme de ces caps et spécialement 
par les points fixes nettement dé&nis auxquels les neiges se réduisent en 
fondant, et que l'on voit, après plusieurs années, occuper les même» places. 
Mais, s'il n'y a pas de nuages proprement dits, il y a sûrement des vapeurii 
suffisantes pour voiler souvent complètement de vastes étendues continen- 
tales. Dans le dessin du 2i) septembre, par exemple [voy. plus haut, p. 274), 
non seulement l'océan de la Rue est voilé, mais encore sa partie orientale, 
vuQ nettement définie en seize fois différentes, était ce jour-U cachée par un 
nuage. Dans le dessin du 18 septembre {voy. aussi p. 374), la zone qui envi- 
ronne le pôle sud est devenue très nette, tandis qu'elle est indistincte sur 
d'autres dessins. En 1877, A Greenwich, et en 1862 dans les observations de 
Lockyer, des régions de l'océan Dawes ont été temporairement masquées par 
des nuages blancs. A ces faits on peut ajouter Tapparition de masses blanches, 
rivalisant d'éclat avec celles du pôle, observées sur le limbe près du pûle nord 
et spécialement du côté oriental ; l'une d'elles est représentée sur un dessin 
publié par l'auteuren 1865. Ces masses blanches ontété observées sur le bord 
seulement,' et n'avam^ant pas avec lui ; donc elles n'étaient pas attachées!^ la 
surface et la seule explication à en donner est de les considérer comme des 
nuages ou des vapeui's, qui furent dissipés par le soleil levant, comme il 
arrive assez souvent aussi dans nos climats. 



A Atmosphère. — Le témoignage principal de l'atmosphère de Mars consiste 
dans l'afTaiblisscment constant des aspects géographiques cl des colorations 
à mesure que l'on approche du bord. M. Noble a remarqué tpje cet alTaiblis- 
sement est plus prononcé vers le bord occidental que vers l'oriental, ce qui 
indique que le lever du Soleil est généralement plus clair que le coucher. 
L'évidence la plus marquée do cet anneau atmosphérique concentrique au- 
tour du disque s'eHt présentée le '20 septembre : le blanc bleuâtre de cet an- 



278 LA PLANÈTE MARS. 

ncau offrait un conlrjisle tiiis grand avec le Ion orange de la région anslratc, 
conlraslc qui s'accroissait considérablement lorsque des nuages passaient 
devant la planète. L'iiémisphùre nord n'a pas montré de lâches géogra- 
phiques : l'almosphèrc y était peu transparente. H semble que les environs 
du pùlc noi-d devaient Ctra au loin chargés des vapeurs destim^es à se con- 
deui^er bienlût pour former les neiges polaires. 

K Une observation intéressante a été faite le 21 août. Une série de lignes a 
été vue, convergeant vers lepûle nord, indiquant sans doute un courant d'air 
froid vers l'êquatcur. 

1» iliTs. — Les niers ont présenté un ton gris verdAtre, qui peut être dil en 




partie au contrasle des conlincnls jaunes presque orangi'is, mais qui peut 
être en partie réel, si l'on i;n juge par les variations de tons observées. Si 
l'intensilt de ces tons foncés correspond à des profondeurs d'eau, la mer du 
Sablier et la mer Terby doivent ûlre très profondes. 

» Cette dernière mer a des contours bien nels, et se montre légèrement 
allongée de l'Est à l'Ouest, Celle mer est généralement représentée comme 
rattachée à l'océan de la Rue par un canal foncé, et elle offre en effet 
cet aspect quand elle arrive et qu'on la voit obliquement. Mais, lorsque la 
vision est directe et bien nette, ce n'est pas un canal que l'on devine, c'est un 
petit lac, que l'on distingue très nettement, comme on le voit ici [fig. 
sur le dessin fait par l'auteur le 3 septembre à 1'' lO" du matin. » 

Ce petit lac est désigné sur ce dessin par la lettre a. La lettre 6 indique 
la position de l'Ile neigeuse de Hall. 



IS77 



N.-li, GUEEN. — DESSINS ET CARTE. 



L'observateur remarque ;\ ce propop que, lorsqu'une tache allongi'-e esl vue 
imparf;iilemenl, on a une tendance i lu terminer en pointe, et que celte 
tendance de tout dessinateur peut expliquer certaines lignes étroites tracées 
par Dawes et Schiaparelli. C'est le cas, pense-t-il, pour la réunion apparente 

de la mer Terby à l'océan de la Hue. 

Ifciges polaires. — M. Green a fait sur ce sujet de fort intéressantes observa- 
tions. Tout d'abord, on peut remarquer sur le premier des dessins que nous 




I" scpteaiLire 1SÏ7. 



avons reproduits (p. 274), celui du 1" septembre, ù l'ouest du cap polaire, 
un point blanc, qui, selon toute probabilité, représente de la neige. On le 




voit mie 
l'auteur. 



La moitié pOlo, le S seplcmbra. 

( encore sue le dessin ci-dessus (^3. 109). Mais Kiissona p-irler 



< SoIoQ toute probabilité, écrit l'observateur lui-même, c'était Ift de la neige 
restant encore sur un sol élevé, tandis qu'elle avait foudu tout autour, a des 
niveaux inférieurs. Ce point brillait coDune une étoile et il était impossible do oc 



u 



280 LA PLANÈTE MARS. 

pas le remarquer. Le 8 septembre, à minuit 30", j'eus de nouveau roccasion de 
robserver; mais alors on distinguait parfaitement deux points séparés, et, deux 
jours plus tard, de 10*» à 11^30™, on en distinguait encore d'autres concentriques 
à la zone des neiges, comme on le voit {fig. 170). Ces altérations de formes étaient 
sans doute dues à la perspective, ces diverses taches neigeuses s'étant présen- 
tées presque de profil lors de l'observation du !«' septembre. On ne les a jamais 
vues à l'est du cap polaire, et c'est là une circonstance d'un intérêt particulier. 
En effet, leur grand éclat à l'ouest du pôle, leur décroissance en passant par le 
méridien central, et leur invisibilité en arrivant au côté oriental, s'expliquent 
naturellement en supposant que les pentes des montagnes qui conservaient cette 
neige étaient tournées au Sud-Ouest; de cette sorte, elles étaient abritées des 
rayons solaires pendant la plus grande partie d'une rotation ; mais elles étaient 
pleinement exposées à sa lumière et par conséquent mieux vues, justement lors- 
qu'elles s'éloignaient vers le bord occidental. 

» Il est curieux de remarquer que ce point de lumière a été observé et figuré 
de la même façon dans un dessin fait le 30 août 1845, à Cincinnati, par Mitchel; il 
se rattache certainement à une configuration locale de la planète. Je lui ai donné 
le nom de Mitchel, en souvenir de cet enthousiaste ami de l'Astronomie. » 

Un autre observateur, M. Brett, examinant Mars dans la nuit du 1*' sep- 
tembre, a décrit ce point blanc près du pôle, comme a?i auxiliary patch. C'est 
une confirmation de l'observation précédente. 

Le décroissement de la zone polaire neigeuse a été manifeste. Au mois de 
juillet, cette zone occupait un espace deux fois plus vaste qu'à la fin de sep- 
tembre. 

Telles sont les observations de l'habile peintre anglais, qui a consacré 
d'ailleurs une partie de sa carrière à la représentation des curiosités du ciel. 
L'examen de sa Carte générale résume tous les faits dégagés par ses minu- 
tieuses recherches. Nous avons tenu à la reproduire par la photogravure, 
afin que nulle modification n'y soit apportée par une main étrangère; mais 
il en résulte que les continents sont moins clairs qu'ils ne devraient être, à 
cause de leur ton jaune trop photogénique : le lecteur peut suppléer facile- 
ment à cet effet photographique inévitable. 

Parmi les dessins de M. Green, nous tenons encore à en présenter deux 
ici (fig, 171), comme dignes de la plus haute attention et particulièrement 
remarquables, obtenus en des circonstances atmosphériques tout à fait 
exceptionnelles, le premier surtout. 

Celui-ci sera, pour un observateur attentif, un véritable régal de l'œil 
et de l'esprit. Il a été obtenu le 10 septembre, à 11**20"*. L'atmosphère 
était si transparente et si calme que l'on croyait distinguer les moindres 
détails de la surface de la planète. On a pu se servir d'un oculaire construit 



- DESSINS ET CARTE. S81 

spécialemenl pnv Browning pour l'observation de Mars, fini avec le plui 
grand soin, grossissant 400 fois en diamtitre. Autour du cap polaire, se 




Vues liJloBcopiquea de Mars, par M. Grecû, la lOacplcmbre à U'ÎO-, et le 8 a minuit Jû-. 
voyaient plusieurs flaques do neige isoMea. La région occidentale de la naer 




Ditgramiae explkaiir. 

p rie Lwltj.r. — ■ = II» ilo m 



du Sablier montre . à l'endroit delà merMainetdela péninsule de Hind, une 
demi-teinte, qui n'est ui continentale, ni maritime, et qui donne l'idée de 



•282 LA PLANÈTE MAUS. 

terres inondées ou de marais. Nous Tavons déjà remarqué sur les dessinsile 
Dawes, et nous reviendrons plus tard sur ces inondations apparentes — et 
peut-être réelles. 

Sur les rives orientales de la même mer, à l'angle du détroit d^Herschel, 
on a distingué une baie ou petite mer, presque séparée par une sorte de 
presqu'île. Au-dessus et à l'est, on apercevait un cap déjà observé et dessiné 
•en 1862 par M. Banks à Ealing (voy. The Astronomîcal Register). L'auteur a 
distingué aussi, entre la mer du Sablier et la terre de Lockyer, une sorte 
d'île triangulaire, à peine différente du fond qui l'entoure ; cette île a été 
vue et dessinée ip 3 août de la môme année par M. Hirst à Sydney et par 
M. Trouvelot à Cambridge, le 16 septembre. 

La seconde vue, prise le 8 septembre à minuit et demi, comjjlètela précé- 
dente, surtout pour toute la région orientale de la mer du Sablier, jusqu'à 
la baie du Méridien. 

Remarquons enfin que l'observateur constate qu'il n'a vu aucun des ca- 
naux signalés par M. Schiaparelli, et dont nous parlerons bientôL Mais il est 
juste d'ajouter que celui-ci ne les a découverts qu'aux mois de février et 
mars, quatre mois après le dernier dessin de M. Green. 

Ces observations de M. Green peuvent être mises au premier rang de toutes 
celles qui ont été faites sur la planète dont nous écrivons l'histoire. 

LXXXVIII. 1877. — Harkness, Noble, Pratt, John Brett, G.-D. Hirst, 
Bredighin, Bernaerts, Hartwig, Sghur, Ellery, de Konkoly, Boeddiker, 

Weinek, Klein, Du val, etc. Observations diverses. 

Avant d'arriver aux plus importantes observations de cette précieuse 
opposition de 1877, qui sont celles de M. Schiaparelli à Milan, nous com- 
pléterons les notices précédentes en passant en revue tous les autres obser- 
vateurs qui ont obtenu des résultats plus ou moins satisfaisants. 

Les observateurs do Mars sont un peu comme les jours, ils se suivent 
et ne se ressemblent pas. On a parfois plus d'une désillusion. 

Le plus puissant instrument du monde était en 1877 le grand équatorial 
de 26 pouces anglais, ou 0'",66de diamètre, de l'Observatoire de Washington, 
à l'aide duquel M. Hall a découvert les satellites de Mars. Le professeur 
William Harkness le dirigea plusieurs fois sur la planète, depuis le 18 août 
jusqu'au 18 octobre 1877, mais jamais il ne put obtenir de bonnes images 
avec rooulaire de 400 : il dut se contenter du grossissement de 175. On put 
•prendre huit dessins, et, après chaque soirée, M. Hall constata qu'on ne pou- 
vait rien obtenir de meilleur. 



1877 IIAIIKNESS. NOBLE. TRATT, JOHN BRBTT, ETC. S83 

Ces liuU dessins onL donné pour résullal le planisphère ci-dessoua 
{/ig. 173) ('), construit dan» la projection de Mercator. 

C'est là, comme l'observateur l'avoue lui-mt>nie, un assez maigre butin. 
C'est à peine si l'on reconnaît la mer du Sablier, la mer Marnldi. la mer 
Terby el l'océan de la Hue. Tout uula aurait pu se voir avec une lunette 
de 108""°! 

Le seul résullat intéressant de ces observations a Hé une détermination 



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i.ane uu Hars taito OQ Is77 »l'Ûbsen,-«toira de Wasbinglûa. 

de la position du centre de la neige polaire australe, par M. Hall. 11 a trouvé 
pour cette position: Longitude, 20'',6(i; dislance au pûle, 5*11' ('). 

A la Société lloyale astronomique de Londres, le capitaine Noble a pré- 
senté, À la séance du 9 novembre 1877, une série de dessins faits k son 
observatoire de Forest Lodge, Maresfield (Uckfleld) A l'aide d'une lunelle 
équaloriale de 4,2 pouces d'ouverture et de 61 pouces de distance focale, don- 
nant de bonnes images avec un grossissement de 255. L'observateur, accou- 
tumé depuis longtemps ù l'étude de Mars — car il avait commencé ses obser- 
vations dès l'année 1858, —signale que les tarJies deviennent invisibles vers 
les bords du disque; il remarque notamment, comme M. Green le rappelait 
plus haut, que l'on peut en général les distinguer plus prés du bord suivant 
< foUowing limb » ou oriental que du bord précédenl ou occidental. 11 en 

(') On Ihe pliysical Configuration of Mars. Monthly Nolicea, uov, ISTS, p. 13. 
(■) Attronomischa Nachricblen, t. X(;i, 1878, p. 2S3. 



284 lA PLANÈTE MARS. 

conclut que sur Mars le lever du Soleil est plus clair que le coucher. Les 
matinées seraient plus pures que les soirées. Il en est de même ici, du 
moins dans nos climats: le soleil est plus fréquent le matin que le soir, et 
tous les photographes ont remarqué que la lumière du matin est meilleure 
que celle de l'après-midi. 

A la même Société, à la séance suivante, de décembre, M. H. Pratt a 
présenté d'aulre part une série de dessins faits à laide d'un équatorial 
newtonicn dont le miroir mesurait 8,15 pouces d'ouverture, oculaire gros- 
sissant 400 fois. Le temps n'a pas été favorable, et en général les images 
n'ont pas été bonnes. Les dessins ont été extrêmement difficiles à faire. Ce que 
Ton voyait en d'heureux instants disparaissait quelques moments après. La 
teinte rouge de la planète a paru plus pâle que dans les oppositions précé- 
dentés. L'observateur confirme la remarque du capitaine Noble sur la meil- 
leure visibilité des taches près du bord pour lequel le Soleil vient de se 
lever que près de celui pour lequel il va se coucher. 

La persistance avec laquelle un grand nombre de taches bien connues 
sont revues d'années en années, comme on les a revues de nuits en nuits 
pendant celte opposiiion, prouve sûrement qu elles appartiennent au globe 
et non à l'atmosphère. Pourtant, les différences dans les détails observés 
au même instant par la même personne, au même instrument, dans les 
mêmes conditions atmosphériques, témoignent de variations certaines dans 
la transparence de l'atmosphère martienne. L'idée d'obscurcissements locaux 
provenant d'une condition nuageuse de cette atmosphère paraît suffisante 
pour expliquer les divergences, quoiqu'il ne soit pas facile de décider pour- 
quoi certaines formes seraient visibles à certaines époques et oblitérées ou 
grandement modifiées en d'autres temps. 

L'atmosphère de Mars s'est montrée en général bien transparente, mais 
de temps en temps les configurations sont devenues invisibles, certainement 
à cause de l'opacité temporaire de cette atmosphère, opacité qui n'est jamais 
comparable à celle des masses de nuages de Jupiter. L'effet dont on vient 
de parler n'était pas dû à un défaut de transparence dans notre atmosphère, 
car, en même temps que Mars était brumeux, Saturne, à une attitude 
moindre, était très net. Le fait a été observé plusieurs fois, notamment le 
14 novembre. 

Un autre observateur anglais, M. John Brett, a présenté à la même 
séance (*) une série d'observations faites du 2 août au 8 octobre, à l'aide 
d'un télescope de 9 pouces de Browning, à l'extrémité sud de l'Angleterre, 

(•) MoiUhly Notices, t. XXXVllI, p. 58. 



1877 



sde t 



PRATT, JOHN BRKTT, ETC. 

■ésuUals 110 sont lias encourageiin 



2ib 



i Lizai'd. Ses résuUals im sont jias encourageants, ils soûl plutôt con- 
tradictoires. 

Le disque de Mars s'est toujours montré beaucoup moins net que Jupiter 
et Saturne : c'est un « mauvais objet télescopique » : bad telescopicobject. 

L'observateur pense que l'atmosphère de la planète est tellement opaque 
qu'elle empêche de rien distinguer exactement, si ce n'est vers le centre du 
disque. Il la compare avec celle de Jupiter et pense que celui-ci n'a pas 
d'atmospbèrc proprement dite. « Le disque de Mars est très blanc sur ses 
boi-ds : preuve d'épaisse atmosphère. Jupiter est, au contraire, plus bril- 
lant dans sa région centrale que sur ses bords : preuve opposée. Il doit être 
liquide et demi transparent jusqu'à une grande profondeur au-dessous de 
BU surface ; Mars, au contraire, est un corps solide, sa topographie générale 
étant permanente, avec une atmosphère considérable. Pourtant il na pas 
de nuages. Du 3 août au 8 octobre, l'auteur a observé la planète sans en 
découvrir un seul. Les princiiKiles taches ont été reconnues. Ce ne sont pas 
des mers, car elles donneraient nécessairement naissance à certaines éva- 
porations, par conséquent à des nuages. Qu'un hémisphère entier puisse 
être tout à lait dépourvu de nuages pendant plus de deux mois, c'est fatal 
à rbï^pothèse des mers. Personne ne peut prétendre que l'atmosphère de 
Mars ne soit pas assez dense pour soutenir des nuages, car celte densité 
saute aux yeux, s 

.\insi parle M. John Brett. Et les neiges polaires? i Les taches blanches des 
pôles, dit-il, sont généralement regardées comme des neiges, maïs il y a 
une ou deux objections contre cette assimilation, outre l'absence de nuag^ 
pour les former. D'abord, la tache polaire australe, actuellement en \-ue, 
est entourée d'une teinte sombre, qui est du même ton qu'une prétendue 
mer qui la continue jusqu'à l'équaleur, et dont elle n'est séparée par aucun 
détroit. Donc, si la tache blanche est de la neige, elle repose sur la mer ou 
sur une île polaire. » 

L'auteur ne peut pas l'admettre, et remarque en même temps que cette 
tache blanche polaire est vue très souvent non pas sur le globe même, mais 
au-dessus de lui. On attribue cet effet à l'irradiation, mais la distance est 
trop grande pour être ainsi expliquée, et, de plus, celle suspension blanche 
porte ombre i l'Est lorsque la planète a passé son opposition, comme on le 
voyait notamment le 28 septembre à 9S mcilleure|soiréc de l'année. «Ce n'est 
pas de la neige, mais un nuage énorme, qui se forme au seul endroit de la 
planète où ii puisse s'en former, au pôle. C'est la seule région asse» froide 
pour condenser de la vapeur, car le rrsic de la piancle est très chaud. * 

Voilà assurément du nouveau, et nous avons déjà vu que plusieurs obser- 
vateurs semblent accepter ces conclusions. Maiii toutes ce:* assertions sont 



286 LA PLANÈTE MARS. 

discutables, et il n'est môme pas difficile de les renverser. D'abord, il n'es 
pas exact que l'atmosphère de Mars soit d*une telle opacité, car, au contraire, 
presque tous les observateurs s'accordent à reconnaître sa transparence. 
Elle est incomparablement plus limpide que la nôtre. A la distance de Mars, 
et dans les mêmes conditions, il serait impossible de distinguer sur la Terre 
autant de détails que sur Mars, même par les journées les plus pures. 

L'absence absolue de nuages est également une erreur. Sans doute, ils sont 
très rares; mais il nous a suffi de comparer les excellents dessins de 
Lockyer et de Green, dès 1862, pour reconnaître leur existence et leurs 
mouvements. La vapeur d'eau, dont la présence dans l'atmosphère de Mars 
est démontrée par l'analyse spectrale, s'y condense moins en nuages que 
sur la Terre, mais elle jette parfois un voile qui empêche de distinguer de 
vastes contrées, et il n'est pas douteux qu'elle ne produise les taches polaires, 
qui, quoi qu'en dise l'auteur, ne planent pas au-dessus du niveau du globe, 
mais semblent parfois, par l'irradiation, former une protubérance sur le 
disque, parce qu'elles ont la blancheur de la neige. 

Ce que M. Brett prend pour la densité de l'atmosphère martienne, c'est 
l'effet de la présence de la vapeur d'eau, qui exerce une action absorbante 
très marquée dans sa plus grande épaisseur, sur tout le contour de la pla- 
nète. 

L'auteur ajoute que tous ces faits sont contraires à l'opinion que Mars 
puisse être habité. 

Pendant que les observations précédentes avaient lieu en Europe, un 
autre observateur zélé, M. Hirst, étudiait la planète à Sydney (Nouvelle- 
Galles du Sud) et en prenait un dessin soigneusement exécuté à l'aide d'un 
télescope de 10 pouces ^. L'auteur remarque que c'est seulement vers le 
milieu d'août que les configurations géographiques sont devenues bien 
nettes, soit à cause de notre atmosphère, soit à cause de celle de Mars (*). 

A l'Observatoire de Moscou, M. Bredichin a observé l'opposition de Mars 
au point de vue de la parallaxe solaire. Nous n'avons pas à parler ici de ces 
mesures de positions, mais, le 6 septembre, l'auteur a pris un dessin (*) 
qui montre surtout l'éclatante blancheur de la tache polaire et laisse deviner 
la mer Maraldi sous forme d'une envergure d'ailes. 

Nous avons vu plus haut les observations faites en Belgique par M. Terby. 
On peut leur ajouter celles qui ont été faites à Malines par M. Bernaerts (') 
à l'aide d'une lunette de 9'^'° d'ouverture, et qui sont accompagnées de 

(*) Monthly Notices of thc royal aslronomical Society, décembre 1877, p. 5S. 
(•) Annales de VOhàervatoirc de Moscou, t. IV, 1878. 
(') Bulletin de V Académie de Belgique, 1878, 1. 1, p. 33. 



1877 BERNAERTS, IIARTWIG, SCIIUR, ELLERY, ETC. 287 

dessins. Le point le plus intéressant de ces croquis est qu'ils font commu- 
niquer les mers ZôUner et Lambert avec la mer polaire australe, comme on 
le voit sur notre carte de la page 69. 

Le diamètre de la planète a été Tobjet de nouvelles mesures, notamment 
à rObservatoirc de Strasbourg, par M. Hartwig (*). Cet observateur a trouvé : 

Diamètre équatorial 9%421 dbO',012. 

Diamètre polaire 9 ,300 ± ,022. 

Aplatissement .j\. 

A l'Observatoire de Breslau, M. Schur a trouvé, pendant la même opposi- 
tion: 

Diamètre équatorial 9',262 ± 0*,016. 

Diamètre polaire 9 .168 ± ,018. 

Aplatissement ^. 

L'ensemble [des mesures d'Arago, Bessel, Kaiser et Main, combiné avec 
les précédentes, donnerait pour le diamètre moyen, à la distance 1 : 9'', 352. 

Pendant la même opposition, à l'Observatoire de Melbourne (Australie), 
M. EUery a fait une série de mesures des diamètres polaires et équatoriaux 
de Mars (*). Résultat assez bizarre : tantôt le premier est plus petit que le 
second (ce qui devrait être constant), et tantôt il est plus grand. Exemples : 

27 août. Diamètre polaire = 24*, 185; Diamètre équatorial = 24', 550. 

29 » » 24,918; » 26,488. 

30 » » 25,172; » 25,082. 
6 sept. » 25,602; » 25,287. 

A son observatoire de Gyalla en Hongrie, M. de Konkoly a fait de son côté 
une série d'observations intéressantes (') et a publié notamment 15 dessins 
pris du 19 octobre au 16 novembre, étude qu'il a continuée pendant les op- 
positions suivantes. Les principales configurations géographiques y sont 
reconnaissables, sauf les variations d'aspects, dues surtout sans doute aux 
observateurs, auxquelles nous sommes accoutumés. 

A l'Observatoire de Prague, M. Wcinek, auquel on doit de si charmants 
dessins des cratères lunaires, a pris trois vues de Mars, les 8, 31 et 29 sep- 
tembre, qui n'offrent, remarque assez étrange, aucun détail intéressant, 
quoique l'instrument ait été un équatorial de 8 pouces, armé d'un grossis- 
sement de 192, et que l'observateur soit des plus habiles (*). 

(*) Untersuchungen ûbcr die durchmeeser des planelen Venus und Mars. Publ 
der Ast, Gcscllschaft. Leipzig ; 1879. 

(') Monthly Notices, t. XXXVllI, 1878, p. 409. 

(') Beobachtungen angestellt an astrophysikalischen Observalorium in Gyalla in 
Ungari, I. Bond, 1878. 

(♦) Dcrichtc der K. Sachs. Gesellschafi der Wissenschaften, 15 déc. 1877. 



288 LA PLANÈTE MARS. 

A rObservatoire de Gottingue, M. Bœddiker, qui depuis a poursuivi ses 
études à TObservaloire de Birr Castle en Irlande, a observé l'opposition 
de 1877 et pris dix vues de la planète (*). Nous regrettons de ne pouvoir 
publier tous les dessins. Ils ont chacun leur valeur, sans contredit, mais il 
nous paraît indispensable de concentrer toute celte monographie de Mars 
en un seul volume, et déjà le cadre devient bien resserré ! Nous tenons 
à signaler tous les travaux, tous les documents qui sont parvenus à notre 
connaissance, lors même que nous ne pouvons pas les utiliser entièrement. 
Il faut avouer, du reste, que l'opposition de 1877 a été, comme on pouvait 
s'y attendre, particulièrement féconde, et qu'un certain nombre de dessins 
se répètent inévitablement. 

Remarquons encore deux dessins de M. Klein, à Cologne, pris les 27 sep- 
tembre et 24 octobre, publiés dans la Revue astronomique allemande Sirft/5. 
En France, plusieurs observateurs amateurs nous ont envoyé un assez grand 
nombre de croquis, parmi lesquels nous signalerons principalement ceux 
de M. E. Du val, agriculteur à Saint-Jouin (Seine-Inférieure) (*). 

Nous pourrions encore signaler les travaux de Dreyer ('), Grover (*) avec 
six dessins de septembre et octobre 1877, Lamey (*), Fcrgola (*), Lind- 
stedt ('), etc. Ils n'ajouteraient aucun document important aux précédents. 
Les deux derniers consistent seulement en observations de positions au 
cercle méridien, avec des étoiles de comparaison. 

LXXXIX. 1877. — ScHiia»ARELLi. Observations, cartes et étude générale. 

Nous arrivons ici au plus grand travail que Ton ait effectué sur la planète 
Mars. 

L'illustre directeur de l'Observatoire de Milan, aussi habile dans les ob- 
servations que dans le calcul, auquel la Science doit plus d'une brillante 
découverte, notamment celle des orbites des étoiles filantes et de leur assi- 
milation aux orbites cométaires, s'est engagé, relativement à la planète Mars, 
dans un travail des plus heureux et des plus féconds, qui éclipse, pour ainsi 
dire, tous ceux de ses devanciers. 

Chaque période d'opposition, depuis cette fameuse année 1877, a été mar- 

(') Verôffentlichungcn von der KonijL Slernwarte zu GultuKjen, 1877. 

('; Ils ont été publiés dans le journal hebdomadaire La Nature, déc. 1877, p. 80. 

(') Tlie aspect of Mars in 1877, Ast. Nach., t. XCIII, 1878. 

(*) English Mechanic, t. XXVI. 1878. 

(*) Considération sur un essaim d'astèroïtlcs autour de Mars. Autun, 1877. 

(•) Osservazioni di Marti. Naples, 1879. 

(') Beobachtungcn des Mars, Lund, 1878. 



1877 SCHIAPARELLI. — OBSERVATIONS ET TRIANGULATION. 280 

quée par des recherches considérables de la part de 1 eminent astronome. 
Nous exposerons ici celles de l'année 1877, que l'auteur a rédigées lui- 
même en un ouvrage spécial (*). 

Ces observations ont été faites à l'aide d'un excellent équatorial construit 
par Merz, de Munich, de 0'°,2i8 d'ouverture et de 3", 25 de distance focale. 
Le grossissement employé a été celui de 322 ; seulement en janvier', février 
et mars, la planète étant très réduite par la distance (de 30" à 5'), on a em- 
ployé celui de 468. 

En commençant ces observations, l'auteur ne s'attendait pas à les pousser 
aussi loin ; mais les résultats obtenus ont été si encourageants, les conditions 
atmosphériques restèrent si favorables, qu'il se lança avec plaisir dans ce 
grand travail. 

L'œuvre de M. Schiaparelli, en 1877, se divise en cinq sections : 1* nou- 
velle détermination de la direction de Paxe de rotation ; 2** triangulation 
topographique des points fondamentaux de la surface de Mars; 3* description 
des diverses régions de l'hémisphère austral et d'une partie du boréal; 4® la 
lâche polaire australe ; S'' l'atmosphère de Mars. Nous allons examiner avec 
soin tout cet ensemble. 

Il était important de commencer par connaître exactement la direction 
de l'axe de rotation de la planète. L'auteur a pris comme base d'approxima- 
tion la direction déterminée par Oudemans, d'après l'observation des taches 
polaires australe et boréale de Bessel en 1830, 1835 et 1837 (*). Celle déter- 
mination donne, pour 1834 : 

Ascension droite : 317"» 34'; Déclinaison : h- 50* 5'. 

La variation annuelle due à la précession terrestre est de -h 0', 485 et 
-4- 0',247. Les coordonnées pour 1877 deviennent donc : 

Ascension droite : 317*55'; Déclinaison : -h bO^lô'. 

L'origine des longitudes géographiques a été placée au point a de la carte 
de Béer et Madler, à la baie du Méridien, comme l'a adopté notamment 
M. Marth. qui, à chaque opposition, depuis 1875, prend soin de calculer les 
éphémérides des aspects quotidiens de Mars ('). La graduation des longi- 
tudes est faite de la gauche vers la droite, — pour le disque vu dans une 
lunette qui renverse les images et montre la planète le Sud en haut, — 

(*) Osservazioni astroiiomiche e fisiche sulC asse di rotazione e sulla topografia 
del pianela Marie. Reale Accademia dei Lincei, Un vol. gr. in-8 de 136 pages et plan- 
ches. Rome, 1878. 

(0 .Ulronomische Nachrichten, n*838. Voy. plus haut, p. 12Î. 

{') Yoy. Monihly Notices, 1875, p. 305; 1877, p. 301, etc. 

Flammarion. — Mars, 11> 



290 LA PLANÈTE MARS. 

cest-à-dire de TOuesl à l'Est pour l'observateur qui regarde Mars, ou de l'Est 
à rOuest pour un habitant de Mars, autrement dit encore, les longitudes 
vont en croissant du bord précédent au bord suivant. 

Pour calculer la longitude aréographique du point central du cirque, 
M. Marth adopte 88642,7 secondes de temps solaire moyen terrestre pour 
la durée d'une rotation complète de Mars relativement aux étoiles. C'est ce 
que M. Schiaparelli adopte également. 

66 observations de la position de la tache neigeuse {macchia nevosa) ont 
donné, pour la position du point austral de l'axe de Mars vu de la Terre : 
164°, 90, pour la date du 27 septembre, à 0'' de Greenwich, qui correspond 
à la moyenne des observations. 

En adoptant le diamètre polaire déterminé par Kaiser (9'',387i et 8", 80 
pour la parallaxe horizontale équatoriale du Soleil, on trouve qu'un degré 
d'arc de grand cercle du globe de Mars équivaut à 0%533 de Téquateur ter- 
restre, soit à 59 kilomètres. L'erreur probable de la position obtenue pour 
la neige polaire est d'environ 7 kilomètres. L'auteur conclut que les angles 
de position de la tache polaire pris pendant une opposition seule de la pla- 
nète ne suffisent pas pour une détermination précise de Taxe, et a remis 
cette vérification précise à l'opposition suivante, de 1879. 



tkianCtUlation aréographique des points fondamentaux. 

Les observateurs avaient déclaré jusqu'ici qu'il était impossible de me- 
surer au micromètre les taches du globe de Mars. Telle n'est pas l'opinion 
de l'auteur. Il pense que, lorsque le diamètre de la planète n'est pas in- 
férieur à 20'', on peut prendre des positions au micromètre, et que l'erreur 
probable ne dépasse pas un degré d'arc de grand cercle. 

Voulant donc établir la topographie de Mars sur une base exacte, l'astro- 
nome milanais a suivi les principes de la topographie terrestre. Il a choisi 
un certain nombre de points distincts et faciles à reconnaître, distribués sur 
l'ensemble de la planète, et les a pris comme réseau fondamental pour y in- 
terpoler tout le reste. 

La détermination du lieu aréographique d'Un point de la surface s'obtient 
en notant le moment auquel ce point traverse le méridien central, et en im 
surant en cet instant au micromètre la distance qui le sépare du centre du 
disque. Il est facile ensuite de traduire en longitudes et latitudes. 

Les points ainsi mesurés micrométriquement sont au nombre de 62. Nous 
les avons inscrits au Tableau suivant, avec les noms nouveaux que M. Schia- 
parelli leur a donnés. 



SCHIAPARELLI. - OBSEU VATIONS ET TRIANGULATION. 

-'■■ Ddnomlnition Lon|ci(ni1e LiUtuile. 

1 Vertice d'Arjn o-,00 - 4- ,56 

ï Seconde corno del golfo Sabeo 3,51 — 2,37 

3 Istmo della Terra di Dciicalionc 17,82 — 2.53 

i Ombra dell'istmo slesso . . 17.83 ■■ 4,56 

5 (iolto délie l'erle, bocca dell'lndu . . . . 23,59 —4,90 

6 Bocca deiridaspc 27,38 -.- 4 ,4| 

7 Capo degli Aromi 38,40 -^ 8^30 

8 Capo délie Ore in Argyrc 39 ,78 + 39 ,38 

8 Capo délie Graiie in ArRyi'i: al ,86 -i- 53 ,84 

10 Golfo dell'Aurora, bocca del Gange, . . &5 ,74 -i- 2,32 

11 Punta deli'Aurea Gherso . 61 ,49 -:- 25 ,26 

12 Primo punto di Thaumasia 66 ,36 -i- 23 ,79 

13 Confluente del Ghrysorroas col ISilu 84 ,16 — 18 ,88 

14 Lago del Sole, centre 90 ,24 -t- 35 ,2S 

1 j Lago della Fenicc, centro 106 ,45 t- 19 ,42 

16 Uocca del Fasi 106 ,93 -^ 41 ,88 

17 Colonne d'Ercolc, bocca eslerna.. ... ,. 119,81 -41,88 

18 Genlro d'Icari.T . 119,92 -37,86 

19 Primo punto del Mare délie Sirène. ... 131 ,37 -;- 31 ,32 

30 Primo punto di Thyle 1 134,13 v C5 ,08 

31 Colonne d'Ercolc, bocca interna. .... 138,02 

22 Centro di Thyle J 151,86 +65,08 

Ï3 Base australe il'Atlantide !•• , 159.80 -+-37,54 

31 Primo punto del Mare Cimmerio i05 ,80 4-37,49 

23 Golfo de] Titani 171 ,34 -,. 16 .17 

26 Ultimo punto del Mare délie Birenc- 176 ,53 -t- 25 ,34 

27 Stretto d'Clisse, meiïo 187,08 +74,08 

28 Punto della riva australe dcU'Uteano. . 188 ,15 — 7 ,13 

29 Fiumodei Lesirigoni, boccasuirOceano. 200,19 — 4,50 

30 Golfo dei Lostriffoii , ultimo seno 301 ,79 -i- 18 ,01 

31 Scamandro, bocca sul Mare Croniu 302 .52 +55 ,41 

33 Scamandro, punto di raezio 202 ,57 -h 18 ,98 

33 Fiume dci Ciclopi. bocca sull'Oceanu. .. 205 ,05 — 15, 77 

31 Base australe d'Esperi a 311,10 

35 Capo boréale di Thyle 11 . 221 ,61 h- 62 ,28 

36 Centro di Thyle II 253,53 +69,93 

37 Golfo dei Ciclopi... 321 ,98 + 12 ,43 

38 Primo punto del Mare Tirreno.. .. .226 ,11 + 37 ,8t 

39 Centro d'Esperia 231 ,62 -^ 33 ,79 

40 Bocca australe délie Xanto. - 234,11 +51,13 

41 Ultimo punto del Mare Gimmerio,., . 238 ,87 + 9 ,85 
il Esperia, base settcnlrionalc 250,38 -^13,32 

43 Piccola Sirte 350 ,94 ■*- 6 ,24 

44 Capo Girceo, iiiAusonia 266,59 +15,68 

46 Punto della cosla d'Âusoniu 366 ,79 + 33 ,70 

46 Lago Tritone 267,15 —30,38 

47 Primo punlodeU'Ellade - - 270,74 +49,49 

48 Lago MeriJi'.. 277 ,09 

W B forcaziodr' d'Ausonia 283 ,32 + 13 ,33 

50 ConglumioDO del Nepente col Hûo 386 ,25 "26 ,26 

51 Gran Sirte et bocca del Nilo . . 290 ,45 — 17 ,0» 



292 LA PLANÈTE MARS. 

N* Dénomination. Longitude. Latitude. 

52 Punto più australe dcir Ellade -i- 57 ,99 

53 Gentro deir Ellade 294,12 -r- 46 ,30 

54 Punto più boréale deir Ellade -i- 30 ,38 

55 Ultimo punto del Mare Tirreno 296 ,09 — ,67 

56 Ultimo punto dell'Ellade 315 ,07 -f- 14 ,08 

57 Corno d'Ammone 318 ,32 -4- 10 ,40 

58 Scilla e Garridi ' 324,17 -4-20,31 

59 EUesponto, punto di mezzo 326 ,1 1 -+- 48 ,22 

60 Primo punto délia Noachide 334 ,82 -f- 48 ,40 

61 Bocca del Phison, nel golfo Sabeo 338 ,85 -4-5 ,05 

62 Primo corno del golfo Sabeo 357 ,27 — 2 ,37 

Ces noms sont, comme on le voit, tirés de l'ancienne géographie et même 
quelque peu mythologiques. Un grand nombre sont d'une euphonie fort 
agréable. (L'auteur e.xpose que ceux de la carte de Proctor lui ayant paiu 
insuffisants pour le nombre des détails comme pour les changements à 
apporter à sa carte, il a dû faire une nouvelle nomenclature x^our son usage 
personnel.) Le méridien initial a été nommé vertice d'Aryn « sommet d'A- 
ryne », en souvenir d'une opinion légendaire du moyen îige. La prétendue 
ville d'Aryne ou coupole du monde était supposée, dans les cartes du 
moyen âge, située juste à égale distance du Nord, du Sud, de l'Orient et de 
l'Occident ; elle était donc censée sur l'équateur et marquait un méridien 
central (*). 

C'est notre baie du Méridien, dont les deux pointes sont nommées première 
et seconde corne du golfe Sabieus, la première étant celle qui passe la pre- 
mière devant l'œil de l'observateur par suite du mouvement de rotation de 
la planète. Ce sens est également celui de la numération des degrés. 

A cause des circonstances atmosphériques, ce point zéro des longitudes 
de Mars n'a pu être l'objet que d'une seule mesure, et comme il est l'origine 
de ces longitudes, il pourrait y avoir une erreur constante dans la nu- 
mération des degrés, ce qui ne changerait rien d'ailleurs à l'exactitude 
des positions relatives. L'auteur se promet de vérifier plus tard ce point 
initial. 

Si l'on compare ce méridien zéro à celui de la carte de M. Green (p. 275), 
on remarquera entre les deux une différence de 7* : celui de M. Green 
passe à droite de la baie du Méridien; cette difTérence s'étend à toute la 
carte; comparez, par exemple, le 90", le 290% etc. 

Nous reproduisons ici (fig. 174) le planisphère de Mars, construit d'après 
la projection de Mercator, tel que M. Schiaparelli l'a donné dans son Mémoire 

(*) Voy. Saxtarem, Essai sur Vhistoire de la Cosmographie au moyen àgc, t. J, 
pp. 94, 368, et tome 111, p. 310. 



294 LA PLANÈTE MARS. 

précité. On y trouvera les 62 points précédents. C'est là un travail tout à 
fait remarquable, et dont aucun des anciens observateurs de Mars n'aurait 
soupçonné la possibilité. Il a fallu, pour y réussir, une inébranlable per- 
sévérance, un œil excellent, une méthode d'observation rigoureuse et un 
bon instrument. 

Si l'on compare ce planisphère à notre carte de la page 69, on pourra assez 
facilement identifier les configurations géographiques. La mer du Sablier y 
devient la « Syrtis Magna », trop peu accentuée sur la carte de M. Schiapa- 
relli, sans doute parce qu'en 1877 elle était moins large et moins sombre que 
d'habitude. Le détroit d'Herschel II s'appelle « Sinus Sabœus », la mer circu- 
laire Terby s'appelle « Lac du Soleil », la terre de Kepler, « Thaumasia Fœ- 
lix », le continent Huygens. « Memnonia », la mer Maraldi, « Cimmerium 
Mare », la mer Hooke, « Tyrrhenum », etc., etc. Cette carte ne dépasse pas 
le 40® degré de latitude boréale, attendu qu'en 1877 la planète n'en mon- 
trait pas davantage. L'astronome italien Ta complétée dans les oppositions 
suivantes. 

Remarquons que l'auteur place TOuest à droite et l'Est à gauche, au lieu 
du contraire, qui est le sens de toute image céleste dans une lunette astro- 
nomique. Ces désignations se rapport<înt non pas à l'observateur terrestre, 
mais à un observateur qui serait sur Mars. Sur cette planète, comme sur la 
Terre, un point est à l'orient d'un autre quand il passe au méridien avant 
lui : Vienne est à l'orient de Paris et passe au méridien avant lui. Cette ma- 
nière de voir est très logique, seulement il faut la définir pour éviter tout 
quiproquo. 

Le bras de mer que nous appelons la Manche, sur notre carte, à l'extré- 
mité de la baie Christie, est très large, et a reçu le nom de « Ganges ». 

Les deux pointes de la baie du Méridien sont prolongées jusqu'à une mer 
australe par deux tracés qui ont reçu les noms de « Hydaspes » et de « Gc- 
hon ». Nous avons vu plus haut (p. 188) qu'en 1864, Dawes, convaincu qu'il 
y a là deux embouchures de grands fleuves, avait cherché ces fleuves sans 
parvenir à les découvrir. 

Non loin de là, on voit un autre grand canal, le Phison. 

Nous reviendrons plus loin sur ces curieux tracés et sur ces fameux 
tt canaux ». 

De ses nombreux dessins, faits surtout au point de vue des détails et ra- 
rement comme disques entiers, l'auteur a publié les quatre que nous repro- 
duisons ici (fig. 175), embrassant l'ensemble de la planète. Ils sont des 20 oc- 
tobre, 26 septembre, 18 septembre et 14 octobre, les longitudes du méridien 
central étant respectivement 18*», 85°, 181° et 298*. La latitude du centre est, 
en moyenne, de — 24". 



IS77 SCinAPAnF,LI.I — OBSERVATIONS ET CARTE. ?95 

I.G second de ces dcBsiiis semble en conlradiclioii avec les cartes, en ce 
iju'il prôseolo un ajqiendice blanc à gauche de la lerre de Kepler qui en- 
toure ]c lac circulaire. C'était, écrit i'observaleur, une masse de nuées 




[. par M. Schlapartili, on is;;, 



éclairées, tina massa di nubi Uluminati' \']. Dans le premier dessin, le môme 
désaccord se montre pour la grande « île d'Argyre ... et l'explication est la 
même. 
L'auteui- arrive ensuite à la description générale de lu planôte. 

,') Remarque intéressai! le, M, Greeii a observa un effet luwloijue le ÎH septembre 

Voij. p. 2T1). 



296 LA PLANÈTE MARS. 



DESCRIPTION DE LA SURFACE DE MARS, 

M. Schiaparelli commence par faire remarquer que, lorsqu'il s'agit d'in- 
scrire rapidement ce que l'on observe dans une lunette, l'important est de 
ne pas perdre de temps en périphrases et que les désignations les plus 
courtes sont les meilleures. La ressemblance des aspects à ceux de la géo- 
graphie terrestre fait tout naturellement inscrire les noms usités dans le 
langage habituel, tels que île, isthme, détroit, canal, péninsule, promon- 
toire, etc. Mais ces désignations « ne font rien préjuger sur la nature des 
taches et sont un simple artifice pour aider la mémoire et abréger les des- 
criptions. » L'auteur ajoute : « Nous parlons de la même façon des mers 
lunaires, que nous savons fort bien n'être pas de véritables mers. » 

Jusqu'ici, l'observateur ne se compromet pas. Mais il est, avec raison, 
selon nous, plus explicite un peu plus loin. Quelle est son opinion précise? 
La voici : 

€ Sur la nature des taches sombres, on peut faire un nombre infini d'hypo- 
thèses plus ou moins arbitraires. Pourtant, nous n'en voyons que deux qui puis- 
sent se soutenir par une analyse suffisante, et, sur ces deux, il n'y en a qu'une 
qui donne une explication plausible de tous les faits observés. 

» La première, qui assimilerait les taches de Mars à celles de la Lune, fait 
supposer la surface de la planète entièrement solide : la variété des tons pro- 
viendrait de celle des matériaux constitutifs de cette surface. Une telle hypothèse, 
quoique non entièrement impossible, ne réussit pas à expliquer les faits obser- 
vés, à moins qu'on ne la complique d'autres hypothèses subsidiaires plus ou 
moins bizarres. L'existence des neiges polaires, dont la probabilité confine à la 
certitude, celle des brumes et des nuages, prouvent que, dans l'atmosphère de 
Mars, il y a une circulation météorique, que des vapeurs s'élèvent en certaines 
régions et se condensent en d'autres. On ne comprendrait pas que cette circu- 
lation se fît exclusivement en haut, sans que la surface de la planète y prît 
part. Si les vapeurs de Mars se condensent en cristaux en certains lieux, en 
d'autres elles doivent se condenser sous forme liquide. Ces condensations liquides, 
à moins de supposer que la surface de la planète soit exactement une surface 
équipotentielle, doivent se réunir dans les lieux les plus bas et donner naissance 
ou à des mers ou à des lacs plus ou moins étendus. Les voies par lesquelles ces 
condensations liquides se rendent à leurs réservoirs ne peuvent être que des ruis- 
seaux ou des fleuves, de cours régulier ou intermittent. Tout ce système, il est 
vrai, pourrait être caché ou souterrain, comme la circulation de l'eau dans les 
déserts de l'Afrique ; ou encore les lacs en question pourraient être très petits 
et invisibles d'ici, et, en définitive, le mécanisme de la circulation des vapeurs 
atmosphériques pourrait être inobservable. Tout est possible; mais les supposi- 



1877 



snHiAPARELLî. — obsbuvationr et carte. 



tiens Uevienuenl inutiles du moment que, sur la pJanèle, on voit iliss «pjiurences 
précisément semblables a celles que présenterait à un observateur placé sur 
Mars la circulation des vapeurs de l'atmosphère terrestre. • 

Ce raisonnement, publié par M. Schiaparelli en 1878, e3t du même ordre 
que celui que l'on peut lire dans la première (îdition des Terra du Ciei( 1876. 
p. 429). Et comment pourrait-il en Cire autrement ? L'analogie osl trop évi- 
dente ici pour ne pas être notre guide, tout eu nous gardant de toute con- 
clusion trop étroite, trop « géomorphïquc », pourrions-nous dire. Noua 
demanderons à no.s lecteurs la permission de reproduire ce passage. 

a La météorologie martienne est une reproduction très ressemblante de celte 
iIp la planète que nous habitons. Sur Mars, comme sur la Terre, en effet, le Soleil 
est l'agent suprême du mouvement et de la vie, et son action y détermine des 
rtisultats analogues à ceux qui existent ici. La cbaluur vaporise l'oau des mers 
et rélève dans les hauteurs de l'atmosphère; cette vapeur d'eau revêt une forme 
visible par le même procédé qui donne naissance à nos nuages, c'est-à-dire par 
des différences de température et de saturation. Les vents prennent naissance 
par ces mêmes différences de température. On peut suivre les nuages, emportés 
par les courants aériens, sur les mers et les continents, et maintes observations 
ont, pour ainsi dire, déji photographié ces variations méliîoriquos. Si l'on ne voit 
pas encore précisément lapiuie (omber sur les campagnes de Mars, on la devine 
du moins, puisque les nuages se dissolvent et se renouvellent. Si l'on ne voit pas 
non plus la neige tomber, on la devine aussi, puisque, comme chez nous, le sol- 
stice d'hiver y est entouré de frimas. Ainsi il y a là, comme ici, une circulation 
atmosphérique, et la goutte d'eau que le Soleil dérobe à la mer y retourne après 
être tombée du nuage qui la recelait. 11 y a plus; quoique nous devions nous tenir 
solidement en garde contre toute tendance à créer des mondes imaginaires à 
l'image du uotrc, cependant celui-là nous présente, comme dans un miroir, une 
telle similitude organique, qu'il est difQcile de ne pas aller encore un peu plus 
loin dans notre description. 

» Eu effet, l'existence des continents et des mers nous montre que cette planète 
a été, comme la nôtre, le siège de mouvements géologiques intérieurs qui ont 
donné naissance à des soulèvements de terrains et à des dÙ-pressions. II y a eu 
des affaissements et des soulèvements modiflant la croilte primitivement unie du 
gtobe. Par conséquent, il y a des montagnes ot des valhïes, des plateaux et des 
bassins, des ravins escarpés et des falaises. Comment les eaux pluviales retour- 
nent-elles à la mer? Par les sources, les ruisseaux, les rivières et les fleuves. La 
goutte d'eau tombée des nues traverse, comme ici, les terrains perméables, glisse 
sur les terrains imperméables, revoit le jour dans la source limpide, gazouille 
dans le ruisseau, coule dans la rivière, et descend majestueusement dans le 
fleuve jusqu'à son embouchure. Ainsi, il est difficile de ne pas voir sur Mars des 
Bcènes analogues à celles qui constituent nos paysages terrestres : ruisseaux 



4 



298 LA PLANÈTE MAKS. 

courant dans leur lit de cailloux dorés par le soleil ; rivières traversant les plaines 
ou tombant en cascades au fond des vallées; fleuves descendant lentement à la 
mer à travers les vastes campagnes. Les rivages maritimes reçoivent là, comme 
ici, le tribut de canaux aquatiques, et la mer y est tantôt calme comme un mi- 
roir, tantôt agitée par la tempête. » 

Nous n'avons reproduit ce passage que pour montrer Taccord des deux 
raisonnements. Pour notre part, nous continuerons à penser que les taches 
foncées du globe de Mars représentent des mers. Nous verrons plus loin ( 1 879 j 
que M. Schiaparelli a changé d'avis et est redevenu fort sceptique à cet égard. 

Mais continuons Texposé de l'œuvre de cet éniinent observateur. Il arrive 
ensuite à Texamen des mers et rapporte la variété de leurs tons à la profon- 
deur, les plus profondes absorbant davantage la lumière solaire et devant nous 
paraître plus sombres, les moins profondes laissant transparaître leur fond à 
travers leur épaisseur. La nature du liquide et celle des matières qu'il peut 
tenir en suspension peuvent aussi avoir leur influence. « Sans faire aucune 
hypothèse spéciale sur la nature de ces liquides, la variété de leurs tons 
peut s'expliquer simplement par des différences de profondeur, de transpa- 
rence et de constitution chimique. )^ 

a La salure diff'érente des mers terrestres détermine, ajoute l'astronome de 
Milan, de grandes diff'érences de teintes dans ces mers. Plus l'eau est salée, 
plus elle est sombre. En général, la salure des mers terrestres décroît avec 
la latitude, en raison de la moindre évaporation et d'une plus grande précipita- 
tion, et c'est ce qui explique que les mers polaires sont plus claires que les 
équatoriales. C'est ce qu'a montré Maury, à propos du contraste des eaux du 
Gulf-Stream avec l'Atlantique, du vert clair de la mer du Nord et des mers po- 
laires, de l'azur sombre des mers tropicales et de l'océan Indien. Il en est de 
même sur Mars. Là aussi, la mer polaire est de couleur moins sombre que celles 
de la zone torride, et les mers de la zone tempérée ont une teinte intermédiaire. 
Tout cela nous conduit à assimiler les mers martiennes aux mers terrestres. « 

Et l'auteur ajoute encore : 

« Le réseau compliqué de lignes sombres qui réunissent entre elles les taches 
que nous regardons comme des mers, est un autre argument en faveur de la 
môme hypothèse. Ces lignes doivent leur couleur à la même cause que celle des 
mers, et ne peuvent être que des canaux ou des détroits de communication. 
Leur élargissement à leur embouchure est toute naturelle dans cette explication. 
Rien d'analogue à ce réseau ne se voit sur la Lune. Si c'étaient là des matériaux 
diversement colorés, il faudrait chercher comment une telle distribution réticulée 
a pu se produire. 

» On voit donc, dit encore M. Schiaparelli, que l'hypothèse d'une constitution 



Ifi77 



sr.iirAPABEi.Lr. — observations et carte. 



299 



mai'lliaic e! continentale de la. surface de Mars est douée de la plus graude pri>- 
babilité. Elle deviendrait presijue une certitude si l'on réussissait A affirmer 
d'une miiiiièro indubitable la disparition nielle de l'émissaire oriental du lac du 
Soleil. Ce canal, qui a été vu par MadJer en 1830, par Kaiser. Lockyer, Rosae et 
I.assell en 1862, ainsi que par Kaiser et Dawes en ISGfl, n'a pu être retrouvé en 
1377, maigrie les recherches les plus diligentes, qui oat conduit h découvrir des 
détails bien plus minutieux. Si cette variation est constatée dans l'avenir, il sera 
dinicile de trouver une explication plus simple et plus oatu relie qu'un changement 
do rtî^itne hydraulique en cette région, analogue saus doute à ce qui est arrivé 
en Chine dans le cours du fleuve Jaune, n 



Le lecteur a certamement deviné qu'il s'agît ici de ce que nous pourrions 
appeler la queue de la poire dans les dessins suivants : page 107, fieer et 
M.ldler, au point il de l'hémisphère de gauche ; page 15] , Lockyer, fig. 89 et 
90; page 162, id., fig. 104; page 166, lord Rosse, fuj. 3; page 177, Kaiser. 
fig. 115; page 186, Dawes, fig. 119 et 120, c'est-A-dire de l'appendice de la 
merTerby, lequel n'a pua élii représenté sur notre carte de la page 69, parce 
que noua le considérons précisément comme essentiellement variable. 

En 1879, M. Schiaparelli l'a retrouvé : il élait redevenu visible, il lui a 
donné le nom de n canal du Nectar «. 

En 1877, M. Greena signalé là un petit lac (tio;/. p. 21%, fig. 1C8 a), auquel il 
a donné le nom de •- lac Schi;iparelli «. Il croit que ce petit lac, formant un 
point intermédiaire entre l'océan de la Hue et la merTerby, fait croii'e, par 
des images indécises comme elles te sont le plus souvent, à un canal réunis- 
sant les deux mers. 

Pour nous, il se passe là des ckangemeiUs certains d'une année à l'autre, 
et l'explication bas6e sur des variations liquides est justifiée. 

Reprenons l'œuvre de l'astronome italien. 

Il y a sur Mars des régions de teintes intermédiaires entre les mers 
sombres et les continents clairs. Que représentent-elles ';' 

> 6i l'un regarde les taches de Mars comme de simples colorations d'un sol 
solide, ces variétés de tons ne demandent aucune explication particulière. Le 
règne minéral et également le règne végétal peuvent offrir toutes les gradations 
de tons et toutes les colorations possibles. Mais, si nous attribuons cotte variéh: 
de clair-obscur à des couches liquides, nous trouverons uno explication plus na- 
turelle et plus instructive des faits observés. Il nous suffira, pour cela, de consi- 
dérer le ton comme proportionnel à l'absorption des rayons solaires par la couche 
liquide, et, dans co cas, tes réglons grises dont il s'agit seront des bancs sous- 
marins ou des bas-fonds. On voit sur la mer Erytrée les nuages se condenser ià 
de préférence, ce qui s'accorderait avec une température plus basse, duc précisé- 
ment à des bas-fonds ou A des bancs. I.'isthme de l'IIcspérie. & l'endroit où la mer 



300 LA PLANÈTE MARS. 

Tyrrhénienne et la mer Cimmérienno sont le plus rapprochées, doit laisser place 
à une communication possible entre les deux mers. » 

Il s*agit ici de l'isthme de Niesten, au point teinté sur notre carte de la 
page 69. Il y a probablement là, presque toujours, une légère couche d'eau, 
et quand on la voit obliquement, elle paraît plus foncée que quand on la voit 
de face. 

Quant à la profondeur de ces mers, M. Schiaparelli rappelle que, d'après 
les expériences du P. Secchi dans la Méditerranée, un objet môme très blanc 
cesse d'être visible à une profondeur de 60 mètres. Cependant, d'après M. de 
Tessan, à l'extrémité australe do l'Afrique, le banc des Aiguilles paraît atté- 
nuer la sombreur des eaux, quoiqu'il soit à 200 mètres au-dessous de la sur- 
face. L'épaisseur de l'eau sur les bas-fonds martiens dont nous parlons doit 
être très petite, ainsi que dans les canaux. 

L'atmosphère est parfois voilée; elle paraît généralement plus claire 
quand le Soleil atteint sa plus grande hauteur pour une localité donnée. 
Quelquefois le voile est si épais que l'on ne distingue plus rien à travers. 

Les nuages ont pour effet de blanchir les régions au-dessus desquelles ils 
planent. Si donc on voit dans une région donnée une teinte sombre, puis 
une teinte claire : dans le premier cas, c'est la surface de la planète que l'on 
a eue sous les yeux; dans le second, c'est une couche de nuages ou de 
brouillards. 

Entrons maintenant dans les détails de la géographie de Mars. 

Continent Beer=- (h^and diaphragme^ contenant Aeria, Arabia^ 

Corne d'Ammon, 

(11 est nécessaire, pour suivre ces détails de l'aréographie, de placer devant 

* 

soi notre carte de la p. 69 et la carie précédente de M. Schiaparelli.) 

C'est la plus vaste étendue claire continue qui existe sur le globe de Mars. 
Pendant toute la durée des observations, de septembre 1877 à mars 1878, il 
a été impossible d'y découvrir une seule tache. La Corne d'Ammon (57 de la 
triangulation) correspond au cap Banks. Le rivage de la mer du Sablier et 
du détroit d'Herschel II est net et sans dentelures frappantes; les mers sont 
sombres, probablement profondes. 

Détroit d'Herschel II ~ Go//(? Sabœus. Phison, Baie du Méridien, 

Hiddckel et Gehon. 

A l'opposé du continent Béer, la région qui s'étend au sud du détroit est 
non pas lumineuse, mais grise. C'est ce qui fait que ce détroit ne doit pas 



1877 SCHIAPAUELLI. — ÉTUDE GÉNÉRALE. 301 

être détaché comme sur les anciens dessins. Un petit golfe, la baio de 
Schmidt, reçoit un cours d'eau, le Phison, déjà aperçu par Kaiser le 22 no- 
vembre 1864 (voir plus haut, p. 176). M. Schiaparelli Ta vu s'étendant jus- 
qu'au Nil. On voit ensuite, à la Laie du Méridien, deux fleuves ou canaux, 
l'Hiddekel et le Gehon, le premier parallèle au Phison, le second coudé. 
L'Hiddekel a été découvert seulement le 28 février 1878, alors que la planète 
était toute petite et qu'on ne distinguait plus les deux pointes de la baie : ce 
n'est qu'au juger que Tobservateur a mis son embouchure à la première 
pointe. Cours incertain. La péninsule de Deucalion paraît être une terre sub- 
mergée ; elle n'a pas du tout l'éclat et la netteté du continent. 

Détroit Arago — Golfe des Perles, — Baie Burton = Bouches de l' Indus, 

Continent Hâdler — Clinjse, Hydaspe, 

Le détroit Arago est une mer assez sombre. Quand les images sont incer- 
taines et que Ton ne s'est pas sûrement orienté, on peut le prendre pour la 
mer du Sablier, ce qui est arrivé plus d'une fois. L'Indus. large fleuve, s'y 
jette, après être venu du Nil enfermant un coude. Ce cours n'a ])u être suivi 
jusqu'au Nil qu'à partit* du 24 février 1878, car auparavant ce continent 
était couvert de nuages; mais alors on Ta fort bien vu, quoique le diamètre 
de Mars fût réduit à 5'', 7. La péninsule de Pyrrha paraît une terre submer- 
gée, comme celle de Deucalion. 

Hanche = Gange, — Baie Christie — Golfe de l'Aurore. 

Il faut convenir que la nomenclature du célèbre astronome milanais est 
tout à fait euphonique et charmante, sans compter ses qualités d'antique 
érudition. Golfe des Perles, golfe de lAurore, lac du Phénix, Icarie, Champs 
Élysées, terres de Deucalion et de Pyrrha : que pourrait-on imaginer de plus 
gracieux. Pour notre part, nous souhaitons de tout notre cœur voir cette 
ingénieuse aréographie remplacer toutes les précédentes. Mais peut-être un 
grand nombre de ces légères configurations sont-elles essentiellement va- 
riables, diminuant même parfois jusqu'à l'invisibilité complète. 

Le golfe de l'Aurore est vaste et sombre; aussi a-t-il été représenté par la 
plupart des observateurs. Là, se jette le Gange, « l'un des canaux les plus 
larges et les mieux visibles de toute la planète. » L'auteur Ta vu en toute 
circonstance, depuis le 28 août jusqu'au 25 février. Il va jusqu'au Nil. C'est 
la Manche de notre carte. En 1858 (voy. p. 138), le P. Secchi l'a admirable- 
ment dessinée; il lui avait donné le nom d'isthme ou canal de Franklin. 
A droite de cet isthme, on voit un canal plus étroit, vertical, c'est-à-dire 
tracé dans la direction Nord-Sud, qui a reçu le nom de Chrysorrhoas, et qui 



302 LA PLANÈTE MAttS. 

joint un cours d'eau non moins léger i'), tracé de l'Est à l'Ouest au-dessous 
du Lac circulaire ou mer Terby. 

Mer Terby = Lac du Soleil. 
Terres de Kepler et de Copernic —. Thaumasia. 

Nous arrivons à ce lac circulaire, que Ton a aussi comparé à un œil dont 
il formerait Tiris. Il est bien rond, écrit M. Schiaparelli en 1877, peut-être 
même un peu allongé dans le sens vertical. Le 30 septembre, le diamètre 
apparent de la planète étant de 21", 79, celui du lac était de 2"^ soit 10\5. 
Très foncé, surtout au centre. La teinte diminue de la région centrale vers 
les bords, mais non graduellement, par échelons. C'est Tune des plus cu- 
rieuses configurations géographiques de toute la planète. Un petit canal le 
rattache, vers la droite, au lac du Phénix. Un autre tracé, moins foncé, mais 
plus large, monte au Sud. Il a été impossible de voir là autre chose. 

(Cette région est le siège de variations considérables. Voir ce que nous 
avons dit plus haut, p. 243. Nous y reviendrons plus loin. Les tracés de 
M. Schiaparelli, intitulés : Nectaris fons, Juventœ fons, Aurea Gherso, Aga- 
thodaemon, Eosphoros, Chrysorrhoas, Lacus Phenicis, ne paraissent pas 
stables.) 

Terre de Jacob = Terre de Noc et Argyre, 

C'est une île qui paraît claire dans sa partie droite, et sombre dans sa 
partie gauche, comme si celle-ci restait constamment submergée sous une 
légère couche d'eau. Pourtant elle paraît quelquefois entièrement claire, 
comme le montre le dessin du 20 octobre 1877 (p. 295). Mais, en général, elle 
offre l'aspect représenté sur notre carte. L'observateur pense que, dans la 
région blanche, il y a souvent de la neige ou des nuages. Le dessin de 
Dawes, du 21 janvier 1865 [voxj. p. 187), représente cette île blanche, que 
Ton a appelée aussi « île neigeuse de Dawes. » 

Ile Phillips :=: Terre de Deucalion. 

Nous en avons déjà parlé tout à l'heure. Elle'offre l'aspect d'une péninsule 
submergée. « La terra di Deucalione, e tutti le altre simili, écrit l'auteur, 
siano continenti sottimarini, » selon toute apparence. Nous avons vti, dans 
presque tous les dessins anciens, cette presqu'île aussi blanche que le con- 
tinent auquel elle aboutit et le détroit d'Hcrschel, terminé par la baie du 
Méridien, se détacher nettement en noir sur ce fond clair. Sur la carte de 
Procter (p. 205), faite d'après les dessins de Dawes. la baie du Méridien 

('} Et non moins variable, probablement. 



1877 



SCriIAPARELLI. - ÉTUDE GÉNÉUAI.E. 



303 



communique avec, le détroit Arngo. et fait de la région dont il s'agit une île 
complète (île Phillips). Il cd est do même des dessins de Secchi, de 1858 
(p. 139), H. Terby paraît incliné à conclure que c'est là la vraie configura- 
tion, et que le rattachement de relie îlu au continent est une iMusion pro- 
duite par des nuages blanchissant ce passage. 

La terre doPyrrha est dans le mC-me cas. 

[Ne pourrait-il se faire que l'eau prît un iHat intermédiaire entre l'état 
liquide et l'état nuageui et se condensât au-dessus de la surface sous forme 
de nappes de brumes visqueuses, foncées, très denses?) 

M. Schiaparelli pense que toutes ces terres entourées d'eau doivent donner 
naissance à des vapeurs qui se condensent plus ou moins et dessinent leurs 
formes en blanc pour un observateur placé au loin, ces formes variant beau- 
coup, selon les diversités de la condensation et avec le vent. Pourtant il n'en 
a pas observé en 1877 dans tout l'hémisphère austral de Mars, excepté des 
nuées sur la terre de Jacob, 

Ile de Hall = Terre de Protic. 

C'est une île isolée dans l'océan de la Rue, presque sur la même latitude 
que la mer Terby. Nous l'avons vue sur les dessins et sur la carte de Grcen 
' p. 275 et 278). Elle est plus rapprochée de l'équateur que l'île neigeuse de 
Dawes. Observations rai'es. M. Green l'a dessinée le 2 septembre à l''10" et 
gii 2Qm_ [,.^3 blanche ; M. Schiaparelli l'a vue le 2, octobre et le 4 novembre ; 
il pense que le 26 septembre et le 1 octobre il a observé, non l'île elle-même, 
mais son image météorique, une nuée blanche indiquant sa forme. 

Mer Schiaparelli — 'fer des Sirènes. Colonnes d'Hercule, Araxesr 
Lac du Phénix. 



On doit à l'habile astronome de Milan d'avoir apporté de nouvelles 
clartés dans cette curieuse région martienne. Jusqu'à lui, la mer qui porte 
aujourd'hui son nom était confondue avec la mer Maraldi. Ses observations 
l'ont définie avec précision. 

Cette mer se prolonge par deux bras étroits, l'un qui descend vers la 
gauche jusqu'au lac de Beasel, l'autre qui monte vers le Sud jusqu'à la mer 
Cottignez. Lu premier do ces deux bras porte le nom d'Araxes sur la carte 
de M. Schiaparelli, et, au lieu d'èlre recliligne, est sinueux (') ; le second 
[lorle le nom de Colonnes d'Hercule, le lac est nommé lac du Phénix. La pé- 



) > Alla SU 

si quelque diangi 



ratura, dit-il, che e molto évidente, e coslituisce un caso piutosto 
è sparso il pianeta, ho posto parliculare attenzîone. » 11 y a eu là 

lenl. Voir plus loin les observations uitùricures^ 



30i LA PLANÈTE MARS. 

ninsule de Lagrange s'appelle Icarie. Cette région est dessinée sur le croquis 
de Kaiser du 10 décembre 1864 (p. 177) ; mais le Phase est invisible. On la 
voit aussi sur un dessin de Lockyer du 18 octobre 1862 (p. 162). 

Le canal des Sirènes a été vu à dater du 18 septembre, mais la partie infé- 
rieure, plus large, était pâle et sans limites précises. L'auteur attribue cet 
aspect à des troubles dans l'atmosphère de Mars, qui paraît avoir été couverte 
de brumes assez longtemps. Le 6 janvier 1878, le diamètre de cette région de 
la planète étant réduit à 8'',2, ledit canal était beaucoup plus net que 
jamais, et cette netteté durait encore le 21 mars. L'auteur pense que le Soleil 
en arrivant à Téquateur (le 22 février) a dissipé les brumes. C'est possible. 
Mais, il est également possible que les canaux changent avec les saisons. 
Déjà nous avons vu que plusieurs autres canaux n'ont été bien évidents 
qu'en février. 

L'élargissement de ce canal, comme celui de TEosphoros, du canal des 
Géants, et celui des Titans, etc., est attribué par l'auteur à une division à 
l'embouchure, à des deltas, comme on le voit pour le Rhône, le llhin, etc. 
JDans ce cas, l'eau s'écoulerait là du Sud vers le Nord, de la mer des Sirènes 
vers le fleuve Océan : il y aurait une pente du Sud au Nord. 

Mer Maraldi - Mer Cimmérienne. Baie Huggins, Fleuve des Cyclopcs. 

Nos lecteurs connaissent cette mer depuis longtemps. La particularité la 
plus curieuse de cette région est l'existence du canal qui porte sur notre 
carte le nom de baie Huggins et sur celle de M. Schiaparelli celui de fleuve 
des Cyclopes. Ce nous paraît être aussi là l'une des configurations variables 
de la planète. Aux mois de septembre, octobre et novembre, on ne distin- 
guait qu'une ombre grise indistincte : l'auteur attribue cet aspect à l'atmo- 
sphère de Mars, alors, dit-il, assez nuageuse sur les terres équatoriales. 
Mais les 25, 28 et 30 décembre, le panai était vu très nettement, quoique le 
disque fût réduit à 9". Cette vision nette dura jusqu'à la fin des observa- 
tions. Ce canal descendait verticalement de la mer Maraldi, le long du 223* 
degré. Pour nous, il est plus oblique, et se rapproche du dessin de Dawes, 
du 1" décembre 1864 (p. 187), ou peut-être son cours est-il soumis à cer- 
tains changements. 

Mer Hooke. Mer Flammarion = Mer Tyrrhénienne. Petite Syrie, 

Ces mers succèdent à la précédente et nous conduisent à la mer du Sablier. 
La mer Hooke est plus foncée au nord qu'au sud. Entre la mer Hooke et la 
mer Flammarion, s'avance dans les terres un golfe aigu qui a reçu le nom 
de baie Gruithuisen et que M. Schiaparelli appelle Petite Syrte. Il y fait 



1877 SC[IIA!'ARKI.M - ÉTUDE GÊNÈIIALE. "05 

uljùLilii' lieux ilouves, le LéLliO et le Triton. Hniirs singuliers eldoiiteu^i. Très 
ilifficiles à distinguer. Non loin de là. on voit aussi le tleuve des Ethiopieus. 

Mer du Sablier = Grande Syrtc. Aï/. Libye. Nâpcnihcs. 
Lac Triton, Lac Mter'ts. 

C'est la région l;i plus anciennemenL connue de la planêle, et son premier 




jsin date, comme uous l'avons vu, de l'année 1659 (p. t6|. M. Schiaparelli 
a donné à la mer du Sablier le nom de Grande Syrte, qui nous parait moins 
heureux que ses autres dônominatioas. Il donne le nom de Ktl à sa 



306 LA PLANÈTE xMAHS. 

région inférieure qui tourne vers la droite en un long canal, et qui. sur 
noire carte, s'appelle Passe de Nasmyth. 

A gauche de la mer du Sablier, vers la petite mer Main, Tob^ervaieur a 
dessiné un canal, le Népenthès, qui aboutit à un lac, le lac Triton, et porte 
en son milieu, comme un chaton de bague, un autre lac, le minuscule lac 
Mœris. Un autre fleuve, « très facile à distinguer », le Triton, va du lac de ce 
nom à la Petite Syrtc en décrivant une courbe gracieuse. La région conti- 
nentale entourée par ces eaux a reçu le nom de Libye. Cette région nous 
paraît soumise à des variations fréquentes et considérables, et sans doute 
à des inondations, surtout au nord, sur les places de la mer. Voyezles bords 
estompés de ces plages sur les dessins de Dawes, 26 novembre 1864 (p. 187), 
Kaiser, 28 décembre 1864 (p. 178), id., 22 novembre (p. 176), Lockyer, 3 oc- 
tobre 1862 (p. 157 et 158). 

La mer du Sablier est beaucoup plus étroite sur la carte de M. Schiaparclii 
que sur les dessins de Miidler, Secchi, Lockyer, Kaiser, Franzenau, etc. 
Nous pouvons en conclure que ses rivages sont également variables. 

Au-dessous du Népenthès, dans la « région d'Isis », qui est par elle-même 
très blanche, l'auteur a observé, le 14 septembre, un point aussi brillant 
que la neige polaire. Il lui parut former un carré de 1". 5 de côté ( environ 8° 
ou 480 kilomètres). Si c'était de la neige, on en devrait conclure à l'existence 
d'un groupe de hautes montagnes sur les rives occidentales du lac Triton. 

Terre de Cassini. Ile Dreyer — Ausonie, Japygie. 

L'astronome de Milan conclut de ses observations que sur Mars les nuées 
ont une tendance marquée à se former sur les terres entourées d'eaux. C'est 
à ce fait que l'on doit sans doute l'aspect si fréquent du détroit d'Herschel et 
de la baie du Méridien se détachant isolément comme un ruban sombre, la 
péninsule de Deucalion étant souvent blanchie par ces nuées. L'Ausonie 
devient sombre à la Japygie. Dans l'état normal, quand l'atmosphère de 
Mars est pure, ces régions se présentent comme sur le dessin du 14 oc- 
tobre 1877 (p. 295). 

Terro de Lockyer == Helladc. Fleuve Alphée. 

Région singulière aussi. Ile ronde, légèrement allongée du sud-esl au 
nord-ouest, dont le diamètre ne mesure pas moins de 30° ou de 1800 kilo- 
mètres. Coloration jaune comme les continents, mais parfois blancbe comme 
la neige. Celte île s'est montrée, en 1877, partagée du sud au nord par un 
canal auquel Fauteur a donné le nom de ileuve Alphée. 



IS77 



SCHIAPAKKLLI. — ftlUDE GÈNÉRALK. 



M): 



Mer polaire australe. 

Si l'on fait abstraction des doux îles de Thulé. la calotlo polaire de Mars 
limitée au 60* parallèle de latitude austrah* est entièrement maritime. L'op- 
position de 1877 a été extrêmement favorable pour l'examen de cette région : 
l'axe était incliné, en octobre, de {\'r' seulement sur notre rayon visuel, de 
sorte quo toute la neige polaire est restée constanuuent en vue, entourée par 
la mer sombre. L'atmosplière a paru sans nua^^es. 

Tel est le résumé des observations géograpbiques. Ouclques mots encore, 
sur les neiges polaires. 
La position du centre de la neige polaire australe a été trouvée à : 

Longitude : 2î)',47; Distjiuoe au ])ùlo : r»*,!,'). 

M. Asaph Hall a trouvé, en même temps ( p. *283) ^onii) el .VI 1 . La moyenne 
des doux déterminations donne 25*\06 et 5\63. La moycmiK». des mesures 
Laites par Kaiser, Lockyer et Linsser en 18G2 avait donné LV,,")! eti^^G; 
en 1830, Bessel avait trouvé 21*», 55 etr)",59. M. Scbiaparelli conclut que, dans 
les divers solstices méridionaux de Mars, la taclie i)olaire australe, lors- 
qu'elle est réduite à son minimum, occupe toujours à peu près la mémo po- 
sition sur la planète. Sans doute y a-t-il là quelque bas-fond. 

La carte de l'hémisphère austral de Mars, construite par M. Schiajiarelli 
[/ig, 176) montre bien cette position de la calotte de neige triangulaire res- 
tant près du pôle. 

Ces neiges polaires ont varié de grandeur avec les saisons. Voici les 
observations : 



Date. 


Jours 

arant ou après 

le soUticc. 


Diaini'tre 

«le In 

nci^c polaire. 


DhU'. 


Juurs 
u%'aDt ou itpri's 
\n •oUticc. 


Diamètre 

<lc la 

lu'iirn polairf. 


23 août. 


— 34 


28% G 


22 septembre. 


- 4 


n%7 


28 » 


-- 29 


23, y 


24 )» 





13, 8 


3 septembre. 


— 23 


2G, 


25 » 


- 1 


11, 5 


10 e 


- 10 


23, 9 


20 » 





11, 5 


10 » 


- IG 


18, 5 


30 » 


- 4 


12, 5 


11 


— 15 


20, 2 


1 octobrr*. 


5 


13. 7 


12 » 


- 14 


17, 4 


2 


G 


11, 8 


13 


- 13 


10, 9 


4 


8 


12, 7 


14 


- 12 


17. 4 


10 


. 14 


10, 4 


15 


- 11 


14, 1 


1 2 


10 


9, 5 


15 


- 11 


IG, 1 


13 


17 


9, 3 


16 


i - 10 


10, 1 


14 


.- 18 


7, r. 


18 


- 8 


19, 1 


27 


■ 31 


7. 


20 


— (î 


18, h 


4 novembre. 


.39 

1 


7, 



308 LA PLANÈTE MAUS. 

A travers les llucluations inévitables dans des mesures aussi difficiles, on 
constate la diminution rapide de ces neiges polaires, de 28** à 7**. En les 
voyant se réduire à ce point, l'observateur s'attendait à les voir disparaître 
tout à fait. Il n'en fut rien. 

Les observations n'ont pu être continuées que difficilement après la der- 
nière date, à cause de la grande obliquité de la vue, de l'invasion graduelle 
de l'ombre et de la formation des nuages en ces régions. Au commencement de 
décembre, les neiges parurent croître de nouveau. Le solstice d'été était arrivé 
le 26 septembre. Le minimum des neiges l'a donc suivi d'environ deux mois. 

En ce minimum, la neige présente une forme triangulaire. 

M. Schiaparelli termine son admirable travail* par des considérations sur 
la météorologie et la géologie martiennes. Nous reprendrons ces questions 
plus loin. N'avions-nous pas raison de dire, au début de cet exposé, que le 
progrès accompli par l'illustre astronome de Milan dépasse d'un bond tous 
les précédents? Nous retrouverons la suite de ces recherches dans toutes les 
oppositions qui vont suivre. 

. XG. Même année, 1877. — Mauxdeii. A7ialyse spectrale de Mars (*). 

Pendant que les belles observations physiques qui précèdent étaient faites 
par d'habiles observateurs, d'autres investigateurs continuaient les recherches 
d'analyse spectrale déjà commencées dès 1862 et 1864 par Huggins, Miller, 
Rutherfurd, Vogel (voij. p. 182), continuées en 1867 par les mêmes, plus 
Secchi (voy. p. 200), et en 1872 par Vogel (p. 212). A l'Observatoire de Greeu- 
wich, M. Maunder a trouvé pour le spectre de Mars les longueurs d'ondes 
suivantes, exprimées en décimètres. 

• 

RAIES d'aOSORPTION DANS LE SPECTRE DE MARS. 

23 août. 21 sept. 26 sept 

^ . ^ j . . T-> . \ premier bord 5G40 5639 

Bande ô du spectre de Brewster. ^ , i , m.^* r^.-r 

( second bord 5G01 5717 

, ,. ^ \ premier bord 5889 5887 

Groupe de l.gnes vers D j ^^^^^^ ^^^^ ^^^^ ,^^^^ 

Faible bande. Milieu 0019 0022 

Bande a. Milieu 6287 0287 0208 

Très faible bande. Milieu 651 1 

, ,. ., i premier bord 0544 0537 0544 

Groupe de ligues vers C ^ ^^^^^ ^^^^ ^^^^ C587 0575 

Très faible bande. Milieu 0095 

Très faible bande (B?). Milieu 0852 .... 0895 

Si nous comparons ces lignes d'absorption avec celles trouvées en 18G7 
>(p. 213), nous constatons une correspondance remarquable. 

(•) Monthly Nolicest t. XXWlll, novembre 1877, p. 34-38. 



I8T7 



MADNRER. - ANALYSE SPECTllAI.E. 



30n 



De ces bandes, les trois plus marquées, la bande « et les groupes près ]) 
et C du spectre solaire, ont été observées eo mémo temps sur la Lune, qui 
était à la même hauteur au-dessus de l'horizon; mais elles étaient plus 
étroites sur la I,uno que sur Mars. 

On a essayé de reconnaître une ditTérence entre le spectre des taches 
sombres et celui des taches claires. Les taches sombres donnent un spectre 
beaucoup plus faible que le reste du disque, le conlrasle étant très marqué 
dans le rouge et le jaune et moins dans le violet. On n'a remarqué aucune 
ligno ou bande particulière. Toutes ces bandes d'absorption ont paru plus 
faibles vers les bords que dans l'intérieur du disque. 

Les taches claires ont paru orangées, variantinsensiblement depuis le jaune 
blanc jusqu'au rouge, suivant les jours. 

(On a fait, pendant cette précieuse opposition do 1877, un certain nombre 
d'observations de positions de Mars relativement aux étoiles voisines, pour 
la détermination de la parallaxe solaire. Nous n'avons pas à en parler ici.) 

Remarquons enfin que la première photographie de Mars a été essayée 
cette année-là. M. Gould, directeur de l'Observatoire de Cordoba, expose, dans 
un discours relatif à l'Kxposition de Philadelphie (' ), qu'il a réussi à obtenir 
la photographie de 84 objets célestes, parmi lesquels Mars, Jupiter et Saturne. 
Les principaux tons clairs ou foncés sont reconnaissables ; mais ces photo- 
graphies ne peuvent pas encore supporter d'agi^andissement. 



Opposition de 1878. 

La période de 1879 a été à peine inférieure à la précédente par l'impor- 
tance des observations. La planète n'approchait pas autant de la Terre, il est 
vrai, mais elle était plus élevée au-dessus de l'horizon, et il y avait presque 
compensation pour la netteté des images. De plus, les découvertes récentes 
étaient un puissant encouragement pour tous les observateurs. 

SITUATiriS DE H PLASKTE. 

Opposition : 12 novembre. Diamètre : I9",3, 
Pôle iitcfiné vers ta Terre : austral, mais moins qu'en 1877. 



12 août — l.)',î 

15 septembre — 10 .5 

lî octobre — 9 ,S 17 ,8 ,'J 

inb.(opp.\ — li ,S 19 ,3 ,0 

12 décembre — 18 ,ï i:) ,3 ,6 

i; janvier — 17 .2 M ,0 1 .« 

12 février - 12 ,7 8 ,1 u ,(i 

r) A(iitre»S ofprof. Govi.t\{Tlie Obm-r 




MO 



LA PLANÈTE MARS. 



Calendrier de Mars. 



Iléinisplièrc austral ou supérieur. 

14 août 1879 Solstice d clé. 

21 janvier 1880 Kquiiioxe d'automne. 



Hémisphère buréHl ou inférieur. 

Solstice d'hiver. 
Équinoxe de printemps. 



XCL 1879. — N.-E. Green. Observations (^i. 

L'autour expose d'abord que le but de ses observations a été surtout d'iden- 
tifier les aspects observés en 1877 et de voir si quelques changements seraient 
arrivés dans l'intervalle. 

L'atmosphère de rAnglcterrc n'a pas été favorable et les meilleures vues 
ont été prises lorsque Saturne était presque entièrement effacé par le brouil- 
lard, l'éclat de Mars étant, par conséquent, très tempéré. 

On a pu identifier toutes les configunitions de la carte (p. 275), à l'excep- 
tion seulement de quelques détails. MM. Niesten à Bruxelles, Burton près 
Dublin et Donning à Southàmpton ont pris des dessins portant les mômes 
vérifications. 

Certaines variations d'aspects ont été observées. L'une des principales est 
une bande blanche à la latitude australe de 20° s'étendant de 260° à 360° de 
longitude, unissant en une longue ligne blanche les îles Dreyer, Hirst et 
Phillips. A Test de Tile Phillips, cette bande claire tourne vers l'équateur et 
passant entre la baie du Méridien et la baie Burton va rejoindre le continent 
Béer. Or, c'est précisément l'aspect vu et dessiné par Béer et Miidler en 1830, 
Lockyer en 1862 et Kaiser en 1864, tandis qu'à Madère, en 1877, cette ijartie 
du globe de Mars était marquée d'une demi-teinte sur laquelle les îles 
n'étaient vues qu'indistinctement ; l'espace compris entre la baie du Méridien 
et la baie Burton était toujours resté assez foncé pour continuer la bande 
équatoriale. 

Au nord de la mer Terby , la tache sombre nommée mer Dawes sur la carte 
de Proctor a été dessinée par Dawes, Lockyer et Kaiser ; mais elle était cer- 
tainement invisible en 1877. M. (Ireen avait fait l'impossible pour la retrouver. 
Elle avait donc disparu, ou à peu près. Or, elle est revenue en 1879 telle 
qu'elle avait été vue précédemment. 

Quant aux canaux de ^I. Schiaparelli, l'auteur croit en avoir aperrii 
quelques-uns, mais u il ne pense pas que ce soient là des marques géogra- 
phiques permanentes, car si toutes les lignes sombres vues x)ar les observa- 
teurs étaient réunies sur une même carte, la plus grande confusion s'en- 
suivrait. 

)' Il est possible que plusieurs de ces lignes soient les limites de taches 



(') 071 soïiie clian(jC8 in the markiiigs of Mars {Monthly Notices, mars 1880, 
]). 331). Voy. aussi The Astronomical Remisier, duc. 1879, p. 295. 



1879 N.-E. GKEEN. — OBSERVAnONS. 311 

très l'aihles et pour ainsi dire invisibles, ou bien des espaces entre des voiles 
atmosphériques. Dans les deux cas, leurs positions varieraient. 

» Ces observations nous conduisent à regarderies grandes taches sombres 
comme les configurations les plus permanentes, mais sujettes à des oblité- 
rations partielles ou même à de longues disparitions, par Tinterposition de 
quelque voile atmosphérique plus clair. » 

A la séance de la Société astronomique de Londres du 12 mars 1880, on 
remarque ( * )uneintéressante discussion sur la difûcultéde dessiner sûrement 
certains détails douteux des aspects de Mars, entre les observateurs Green, 
Brelt, Knobel et Chrislie. La conclusion est qu'il est souvent impossible 
d'être sûr, et que Tatmosphère de Mars aussi bien que la nôtre produisent 
des variations plus ou moins grandes dans ces aspects. Quant à des change- 
ments réels, M. Green n'y croit pas : « The changes that I speak of I do not 
suppose for a moment to be actual changes in the planet, but changes in 
llie appearance of the planet, and doubtless in a great measure due to its 
atmosphère. « 

Telle n'est pas notre opinion. Pour nous, il s'opère actuellement sur Mars 
des changements réels, assez considérables pour être visibles d'ici. 

Il a été question à cette môme séance do neuf dessins faits par M. Brewin 
pendant Topposition de 1879. 

XCII. 1879. — D' Terby. Observations et dessins (*). 

Ces observations ont été faites, comme les précédentes du même auteur, 
à l'aide d'une excellente lunette de 108°*", de Secretan, et aussi à l'aide de 
l'équatorial de six pouces de l'Observatoire de Bruxelles. Elles s'étendent 
du 28 septembre au 18 décembre, et contiennent 23 dessins. Voici les prin- 
cipales : 

Le 27 octobre, de 9*»45'» à iO*> (/ig. 177, A). — Il est évident que ce dessin est in- 
complet, mais il y a impossibilité totale de découvrir d'autres détails. Je vois en ; 
l Œnotria de M. Schiaparelli. Le détroit d'Herschel justifie parfaitement ici l'épi- 
thôte de Schlangenfôrmig qui lui a été donnée autrefois. Cette observation est 
très bonne et très exacte. 

Le 25 novembre, de 8*»45" à O^^lo" {fig. 177, B). — Très bonne image. La grande 
tache est très faible (océan de la Rue). La tache a est la plus noire, plus noire 
que le IG octobre (mer Tycho); vient ensuite la Mer circulaire, moins foncée, 
mais le 15 et IG octoDre, elle était, au contraire, très foncée. A 9*» 15", blancheur 



( 1 



Tlie Obsevcatory, avril 1880, p. 369. 
(' 1 Aspect (le la planète Mars pendant l*oppo8ition de 1879 {Bulletins de l'Acadé- 
tnie de Uelgiqiio, mars 1880). 



312 .LA PLANÈTE MARS. 

polaire boréale; la tache a semble disparue. La position de taches a, 6 et g a été 
relevée avec beaucoup de soin et se rapporte à l'heure moyenne de l'observation 

(9>'). 

Il est très intéressant de noter que, le 25 novembre, la mer Tycho était beau- 
coup plus noire que le 16 octobre. Cet effet ne peut être attribué à un relèvement 
de cette tache sur le disque, puisque, bien au contraire, le pôle sud s'abaissait 
encore vers la Terre au 25 novembre. 

Le 29 novembre, do 6»» à 6^30" (fîg, 177, C). — Très bonne imago. On voit en ; 
l'Œnotria (Schiap.), en i la mer Lambert très faible. Le Sinus Sabaîus Çx est 
bordé de blanc jusqu'à la ligne pointillée. Il en était de même à 8*» 40™. Une 
ombre très légère apparaît en ^ Les deux taches polaires sont tout à fait cer- 
taines cette fois : la supérieure est extrêmement petite, comme en 1877, mais 
moins brillante. L'inclinaison progressive du pôle sud vers la Terre rend donc 
enfin visible la petite tache polaire méridionale; elle est réduite à ses moindres 
dimensions, et même a perdu son éclat par suite de l'été méridional qu'elle tra- 
verse (»). Il est difficile d'indiquer la limite de la grande tache sombre du côté 
du Sud. L'image, d'abord excellente, devient très ondulante à l'approche d'un 
nuage qui s'élève de l'horizon est à la fin de l'observation. 

Le 6 décembre, de 5»»41" àG»»!»» (/ly. 177, D), et à 6»»ir. — L'image étant fort 
agitée, j'ai employé un diaphragme qui réduit l'ouverture de l'objectif à 0»", 077, et, 
comme je l'ai souvent constaté, l'observation a immédiatement pu continuer dans 
de meilleures conditions. Les terres de Burckhardt p et de Cassini tt, l'Iapygia ^, 
la mer Zôllner t sont devenues beaucoup plus certaines. 8 = terre de Lockyer. 
Le continent ^ria p, très brillant, très blanc. L'attention soutenue avec laquelle 
on a examiné ces détails a introduit quelque doute dans la position préciae des 
taches sur le disque. Néanmoins on peut dire que la position de la mer Zôllner 
t se rapporte plutôt à l'heure moyenne de l'observation (5*» 51"»), celle de la mer 
du Sablier au commencement et celle de la terre de Burckhardt à la fin. Cette 
dernière terre est donc un peu trop rapprochée du bord occidental eu égard à 
l'heure moyenne et la configuration générale en a subi une légère déformation. 

Dans ces observations de M. Terby, la tache polaire boréale ou inférieure 
s'est montrée quelquefois double. On a pu voir trois fois la tache polaire su- 
périeure, beaucoup plus petite. 

Remarquons surtout dans ces dessins la bordure blanche du détroit 
d'Herschel, de la mer du Sablier à la baie du Méridien (nuages ou neiges?) 
et la mer noire a du 25 novembre, correspondant à la mer Tycho. 

L'habile astronome deLouvain a présenté la même année (6 décembre 1879) 
à l'Académie de Belgique un mémoire (*) ayant pour but d'établir que les 

(•) 14 août 1879, solstice d'été pour l'hémisphère sud; 21 janvier 1880, équinoxe d'au- 
tomne. 

{') ^[éwoi^e à Vappui des remarquables observations de M. Schiapai^elli sur la 
planète Mars, Bruxelles, 1880. 



1379 TERBY - OBSEHVATIONS ET DESSINS. 313 

l'anaiix découvei'ls par M. Soliiaparcllî en 1877, el mis en doule par im cer- 
tain iionibroLriiPirniiomes, jieiivenl ûtrereirouvéiisurdesdepsinsaiilérieurs, 




au grand éiiualodal do 



r M Torliy, Ut 



nolaniment sur ceux faiU par M. Holden en 187." 
5C pouces de l'Observatoire de Washington. 

M. Holden a fait cette annte-lù six dessins, dont nous avons reproduit 
plus liant (p. 237) les deux meilleurs. Nous ne partageons pas l'oplimismo 
deM.Torby sur la conespondance de ces vues avec la carledeM. Schiaparelll, 

M. Terhy croit également retrouver la confirmation des canaux dans les 
dessins de Knott et SchmidI en 1862, Secchi en 18G4, Gledhill. Uliardelay, 
Vogel et Loiisf en 1871, Knobet, Lolise et Trouvelot en I87^t. Cnils ei 



31i LA PLANÈTE MARS. 

Niesten en 1877. Colle correspondance ne nous paraît pas, non ijIus, abso- 
lument sûre... loin de là ! 

XCIII. 1879. — Niesten. Observations et dessins (M. 

Les observations de M. Niesten, pendant cette opposition, s'étendent du 3 oc- 
tobre au 26 janvier et ne comprennent pas moins de quarante dessins, faits 
à Téquatorial de 6 pouces anglais (O^jlô) de la tourelle orientale de l'Obser- 
vatoire de Bruxelles. Grossissement variant de 90 à 450. L'observateur a été 
aidé par M. Stuyvaert :'deux croquis successifs étaient pris, et aucun détail 
n'a été fixé sur le dessin final sans avoir été contrôlé par les deux observa- 
teurs. 

Avant de faire leurs observations, les deux astronomes prenaient con- 
naissance de la position du globe de Mars et de ce qu'ils avaient à y trouver 
d'après les cartes de Green et Schiaparelli. Ils ont reconnu plusieurs canaux ; 
d'autres n'ont pas présenté une délinéation nette, mais semblaient plutôt 
produits par la démarcation de teintes différentes recouvrant des régions 
adjacentes. En relevant les contours de certaines configurations, légèrement 
teintées de gris, ou de gris orangé, on pourrait les identifier avec certains 
canaux. 

M. Niesten propose d'employer les dénominations de la carte de Green 
pour les mers et les continents, qui sont stables et certains, et celles de 
Schiaparelli pour les fleuves et les canaux, qui paraissent variables et incer- 
tains. C'est là une proposition qui nous semble de tous points acceptable 
et recommandable. 

Signalons d'abord, parmi les dessins, les quatre que nous reproduisons 
ici en héliogravure et dont le méridien central correspond aux longitudes 
67*, 150**, 250* et 330° : ils embrassent donc l'ensemble de la planète. 

Dans le premier, du 29 octobre à minuit {/ig, 178, A ), on remarque au centre 
la baie Christie avec l'île de Hall. L'île Phillips ne rejoint pas le continent. 
Au-dessous de la mer Terby . on remarque un autre lac. Ce lac est visible sur 
les dessins des 15 et 29 octobre, 25, 26 et 27 novembre et 19 décembre; l'île 
de Hall sur ceux des 15 et 29 octobre, 26 et 27 novembre. 

La partie ombrée au nord marquerait les confluents du Nil, de Jamuna et 
du Gange. 

Dans le second dessin (fig, 178, R), du 19 décembre, à 6** du soir, la mer 
Schiaparelli se développe dans toute son étendue. Sa réunion avec la mer 
Mai'âldi produit l'aspect bien connu de deux ailes ouvertes pour le vol. 

(•) Obaervations sur l'aspect physique de la planète Mars pendant l'opposition 
de 1879-80 {Annales de l Observatoire de Bruxelles, t. Vil, 1890). 



1879 



NinSTEN. — OBSERVATIONS ET DESSINS. 



ni:! 



Dans le troisième dessin {fig. 178, C), du 9 novembre à minuit 3^", lu terre 
de Burckhardt, qui sépare la mer Maraldi de la mer 'Hooke, est au centre. 
Isthme de Niesten. Terres de Webb et de Gassini. Ile Dreyer. Ombre griae 
contournant la calotte polaire boréale : OEnostos et Astapu». 

Dans l.ïc|uiitrième dessin (^.7. 178, D), du 27 octobre a lOMô"', nnreawinail 

Flq. t7H, 




e Mars, pu* M. N: 



navambra et 17 octobre I37B, 



la mer du Sablier, le détroit d'Herachel, très sinueux, borrté de blanc, nuages 
ou neiges? La même bordure blanche est visible sur lea dcRSins de M. Terby 
du 29 novembre. Les terres australes ressorlenl sur le tond gris. En bas, 
l'ombre grise suit la trace du Nil. 

Ces (juatre vues donueiit une idée de l'ensemble. ■ Lea taches les pltis 
foncées (bleuâtres) ont été le détroit d'Herschel, la baie de Schinidt, la baie 
du Méridien, l'océan de la Rue, lu baie Christio, la mur Terby, la mer Ma- 
r<itdi, la mer Flammarion, la mer du Sablier. Une légère teinte gris» «éten- 
dait sur les terres inondées do Jacob Litnd. Au nord des taches grises qui 



316 LA PLANÈTK MARS. 

forment Herschel Strait, Maraldi Sea et Flammarion Sea, on remarquait une 
zone blanche. Continent Secchi, jaune-orange; continent Herschel, jaune; 
terre de Lockyer, jaune; continent Béer, jaune-orange; continent Madler, id.. 
terre de Browning, jaune-orange; terres de Fontana et de Rosse, blanches. 
On a reconnu les traces correspondantes aux canaux Chrysorrhoas, Phasis, 
Agathodœmon, Gangcs, Indus, Araxes, Laestrigon, Astapus, Alphée, Nil et 
plusieurs autres, souvent plutôt comme délimitations de grandes taches de 
teintes différentes que comme lignes détachées. » 

XCIV. 1879. — C.-E. BuRTOx. Observations et dessins (' ). 

Les observations de M. Burton continuent celles que nous avons analy- 
sées en 1871 et 1873 (p. 209). Elles embrassent une période de trois mois, 
du 5 octobre 1879 au 5 janvier 1880, et ont été faites à Taidc d'un réfracteur 
équalorial de 6 pouces, de Grubb, d*un réflecteur newtonien de 8 pouces, 
de John Brett, et d'un autre télescope de 12 pouces; grossissements : 220 à 
514 fois. Le mémoire de M. Burton est accompagné de 24 dessins et d'une 
carte. L'observateur emploie la nomenclature de la carte de Grcen. 

Aucune comparaison avec les résultats des autres observateurs n'a été 
faite avant que les dessins ne fussent entièrement terminés. C'est là, à notre 
avis, la meilleure méthode. Elle évite les illusions provenant d'idées pré- 
conçues. 

Les conditions atmosphériques ont été habituellement bonnes, et la plus 
grande altitude delà planète en 1879, relativement à Tannée 1877, paraît 
avoir compensé l'accroissement de la dislance et la diminution du dia- 
mètre. 

L'auteur pense que l'on peut attribuer presque toutes les différences 
d'aspects à la projection variable de la planète et à l'obscurcissement tempo- 
raire et partiel dû aux brumes, bouillards ou neiges, dépendant des saisons. 

M. Burton a été aidé dans ces observations par M. J.-L.-E. Dreyer, qui a 
fait un certain nombre de dessins. 

Il ne nous semble pas nécessaire de donner ici les dessins de MM. Burton 
et Dreyer, car leur ensemble se trouve réuni sur la carte suivante (fig, 179), 
construite par ces deux observateurs. On remarquera certains aspects d'au- 
tant plus surprenants qu'ils ont été mieux observés. Ainsi, par exemple, la 
mer du Sablier offre une forme à laquelle nous ne sommes pas accoutumés ; 
de plus, elle se détache comme une jambe, entièrement séparée du détroit 
d'Herschel. On ne reconnaît pas la mer Schiaparelli. L'entourage de la mer 

(') Physical observations of Mars, 1079-80 {Scientific Transactions of the royal 
Dublin Society, 1880). Voy, aussi The Astronomical Regisler, mai 1890, p. IIG. 



318 LA PLANÈTE MARS. 

carte (p. 69) et qui correspond au Pyriphiégéton. Ou croit reconnaître ensuite 
le Gigas (mais incomparablement plus large), puis le Titan et le Tartare, mais 
bien différents, par leur position même, de ceux delà carte de Milan ; à l'ex- 
trémité delà mer Maraldi, la baie Huggins, très contournée, viendrait re- 
joindre la mer Oudemans : l'auteur l'identifie avec le canal des Gyclopes ; 
ce n'est pas être exigeant. Enfin, vers la baie Gruithuisen, un autre canal 
pourrait correspondre au Léthé. — Ces comparaisons conduisent à penser que 
Ton voit bien mal, que Ton ne dessine pas les choses où elles sont, ou que 
tout cela change singulièrement, comme s'il s'agissait de formations atmo- 
sphériques, de condensations glissant à la surface du sol! Pourtant l'auteur 
assure avoir nettement et sûrement vu et dessine la baie Huggins (méri- 
dien 240). Comparez avec la carte (p. 293). 

M. Burton pense que ces canaux sont identiques en nature avec les mers : 
« I hâve little doubt that thèse canals are identical in nature with the seas, 
though the connexion between them is occasionally singularly complex 
and difflcult to défi ne accurately. » 

La neige polaire boréale s'est montrée dans toutes les observations beau- 
coup plus brillante et plus vaste que l'australe, quoique le pôle nord ait été 
au delà du bord, sur l'hémisphère invisible, et le pôle sud au contraire, en 
deçà, sur l'hémisphère visible. L'auteur estime qu'à la date du 10 décembre, 
les neiges boréales s'étendaient sur un cercle ayant 90" de diamètre. Le cap 
polaire austral se montrait évidemment excentrique au pôle. Les nuages, 
nuées ou brouillards qui voilent de temps en temps certaines régions ne 
sont pas blancs comme les ueiges, mais de la couleur des continents, c'est- 
à-dire jaunâtres, et ne ressortent pas en blanc. Le 5 janvier, la neige polaire 
australe n'était plus blanche ou brillante, mais jaunâtre, mal définie. 
Peut-être était-elle en partie fondue, remplacée ou couverte par du brouil- 
lard, cette région étant depuis plusieurs mois exposée aux rayons du Soleil. 

XCV. 1879. — Observations diverses. D''0. Lohse, Xigolaus von Konkoly, 

E. HA.RTWIG, ETC. 

M. Lohse, dont nous connaissons déjà les observations antérieures, a fait 
une nouvelle série d'études (*), du 17 septembre au 2 décembre. Ces études 
se résument en six dessins et une carte. Nous reproduisons ici cette carte 
(/ig. 180), qui ne ressemble pour ainsi dire à aucune des précédentes. 

Entre autres divergences, le fameux lac circulaire que nous voyons depuis 
longtemps passer sous nos yeux, n'est pas rond, ni ovale, mais carré (Cette 

^») Beobachtungen und unteraucliungen ûber die pfiystsclie BeifchaffenheU der 
planeten Jupiter und Mars [PubL des aslr, Observ, zu Potsdam, t. IX, 1882). 



1873 n. LOHSH, N. VON KOSKOLY. E. HARTWIG. 319 

fiirme sorail-elle due à une vision confuse des canaux qui y jiboulisseiit?) la 
mer du Sablier est à peu près arri'icL' ,111 uiilii'u ili' ^i.m étendue: on nerecoii- 



KARTE des PLANETES- MAR. 

ZCICHNUNGEN AU3 OIN JrtHBEN IB75 




ii;ui pas la mer Maraldi, qui est traversée par un sillon blanc Lu dûlroii 
d'IIcrschtl l'I I;i Uni:' dnaîiIiMlu Méridien rejirésenlenl à peu pri^s tout ce qui 




lo Uua. iMu' .V. I 




Kuukulj, IM lu et 2'J 



resle de la cnriflguraliou géuéralc, avec la terre de Lockyer, ijui se devine 
au-dessus de la mer du Sablier écourtée. 

Les observations oui été faites à l'Observatoire de Potsdaui, au grand 
iii|ualorial de SQS""". Grossissements de 120 à 350, 

M. df Koilltol)' a fait ijo certain itooïbre d'observatioiii de Mars pendant 
1^ mémo opposition et a publié trois dessins, des 19 octobre à 11*20*, 29 oc- 
tobre à g^iO" et 13 novembre à S'-ÔC* \fig. 181 j. Le dernier est très vagne, et 
il est difficile de s'y reconnaître. Les deux premiers, le second surtout, sont, 
lueiileui's, et nous les reproduisons ici par la photugravtire. Les observations 



3ï0 



I.A PLANÈTi; MARS. 



nul été faiLes à l'jiide d'un réfracteur de 6 pouces, armé d'un prossissement 
deSie. 

On reconnaît sur la première la mer circulaire de Tcrby, mais doublée 
en quelque sorte. 11 y a évidemment ici une grande équation personnelle. 
Le second montre avec Ovidencc la mer du Sablier et toutes les configura- 
lions adjacentes. 

M. E. Hartwig a pris de nouvelles mesures mici-omélriques du diamètre 
de Mars ('). Ces mesures ont donné, combinées avec celles d'Arago, Bessel, 
Kaiser et Main : 

Diamètre polaire = 9",319, — Ellinticitê douteuse. 

Mesures de Hartwig ; 

DianiÈlre polaire 'J',311 

» éqitalorial , 9 ,51ii 

Aplaiissenienl (combina avec leii râaullats de Ijiiukcet lialle) : ^\. 



Le 30 juin 1871', les planètes Mars et Saturne se s 



rencontrées en per- 




spective dans le ciel (fig. 182 ], leur moindre dislance a été réduite à 87', centre 
à centre. Le phénomène a été observé par un grand nombre d'observateurs 
(quorum pars minima fui). La remarque capitale qui a été faite en cette cir- 
l'onslance a été celle du contraste frappant entre la coloration rouge de Mars 
et 1g ton plombé de Saturne, qui paraissait vert par contraste. L'aspect de ces 
deux astres dans le champ de la même lunette était tout à fait lucivcilleus. 



(■) Astre 



ifcka Gûsetlschaft ■ Leipzig, ltl73. 



1879 J.-H. SCHMICK. — ÉTUDES SUR MARS. 321 

Les caps polaires sud et nord de Mars étaient d'une éclatante blan- 
cheur. 

Il y avait déjà eu une conjonction des deux planètes le 3 novembre 1877, 
mais elle avait été moins étroite, et les deux astres n'avaient pas été réunis 
dans le môme champ d'une lunette astronomique. 

Le plus grand rapprochement a eu lieu vers 7** 30" du soir. 



1879. — J.-H. ScHMiCK. Études sur Mars (*). 

L'auteur de cet opuscule a pris principalement pour but de résumer les 
observations faites par M. Schiaparelli en 1877. Son travail est divisé en six 
Chapitres dont voici les titres : 

I. — La planète Mars considérée comme membre de la famille des mondes 
de notre système solaire. 

II. — L'observation de Mars dans les instruments astronomiques. 

III. — Ce que révèle l'observation spéciale de Mars : — (a) au point de vue 
des régions neigeuses; — (b) au point de vue des régions foncées; — [c) au 
point de vue de Tanneau lumineux qui entoure le disque. 

IV. — Résultats de l'étude de Mars au point de vue de la surface solide de 
la planète. 

V. — Que nous révèle la connaissance actuelle de Mars sur le développe- 
ment de la Terre ? 

VI. — Continuation du même sujet. 

Le Chapitre I expose la situation cosmographique de Mars et ses mou- 
vements, réels et apparents. 

Le Chapitre II est consacré aux taches, à la rotation, aux neiges et à Tat- 
mosphcre. 

Dans le Chapitre III, l'auteur passe en revue les variations des taches po- 
hiires, les effets des saisons, et expose les résultats des observations, princi- 
palement celles de M. Schiaparelli. Les régions foncées sont considérées 
comme des mers. 

Les taches claires ou continentales font l'objet du Chapitre suivant. L'au- 
teur partage l'opinion que la planète a perdu une partie de ses eaux, et fait 
remarquer la prédominance continentale de l'hémisphère nord. Il pense que 
le pôle nord doit avoir un bassin, comme le pôle sud, mais plus petit. 

Enfin, dans les deux derniers Chapitres, l'auteur examine si les observa- 
tions faites jusqu'alors sont favorables à la théorie d'Adhémar et de Croll 
sur les périodes glaciaires et conclut négativement. 

(') Der Plu net Mars, eine z-weite Eidc, nacli Schiaparelli. Leipzig, 1879. 
Flammarion. — Mars, 21 



322 



LA PLANÈTE xMARS. 



1879. — G. Flammarion. Études sur Mars (*). 

Exposant dans VAstronomie populaire nos connaissances sur la planète 
Mars et reprenant surtout nos arguments déjà émis dans les Terres du Ciel 
[vay. plus haut, p. 241 ), nous insistions, comme caractéristique de la consti- 
tution de ce monde voisin, sur les différences de tons entre les mers et sur 
les variations de ces tons, ainsi que sur certains changements de formes et 
d'aspects qui nous paraissaient dès lors établis avec certitude par Tobser- 
vation. — Nous avons remarqué, non sans curiosité, que plusieurs astro- 
nomes qui auraient dû ne point parler de ce qu'ils ne connaissaient pas, cri- 
tiquèrent avec une grande désinvolture ce résultat acquis par notre étude 
spéciale de la planète. — Parmi les régions de Mars les plus variables, nous 
signalions sui'toutle détroit d'Herschel II et la mer Terby. Voici un extrait de 
ce Chapitre. 

Une autre différence avec la Terre paraît être offerte par la variabilité de quel- 

Fig. 183. 



iaso 



1862 




1877 




Variations dans les mers de Mars. Le détroit d*IIerschcl II en 1830, 18G2 et 1877. 

ques-unes de ses configurations géographiques. L'étude constante du détroit 
d'Herschel II pourrait conduire sur ce point à des résultats fort curieux. En 1830, 
Mâdler l'a plusieurs fois très nettement et très distinctement vu tel qu'il est repré- 
senté ci-dessus {fig. 183). En 1862, LocRyerTa vu avec la même netteté comme il 
est dessiné à côté, et, en 1877. Schiaparelli Ta observé tel que nous le voyons sur 
le troisième dessin. Ce point, vu rond, noir et net eu 1830, si net en réalité que 
Mâdler le choisit pour origine des longitudes martiennes comme étant le point le 
plus noir, déjà vu sous la même forme par Kunowsky, en 1821, et indiqué aussi 
dès 1798 par Schrœtcr comme globule noir, n'a pu être distingué en 1858 par 
Secchi, malgré la recherche spéciale qu'il en a faite. Ce même point a été vu bi- 



(») Astronoriiie populaire, première édition, 1879, p. 484. ^ 



■ 


4879 C. FLAMMARION. - VAIUATIONS OBSERVÉES SUH HAHS. 323 

furqué par Dawes on 1864. et il l'eal cerLaiuoment; maia la région qui l'envirouno 

au sud paraît couverte de marais et variable d'aspect suioaiit les années; tous 
les dessius de 1877 ne moatreiit plus le mémfl point, comme un disque noir sus- 
pendu à un fi] serpentant, mais le 61 s'est élargi au point de ne plus pouvoir aou- 
teuir cette comparaison : le golfe est aussi lurge an ceutre et à rorigioe qu'à son 
extrémité orientale. 

» Actuellement, la tache la plus noire et la jilus nette, celle que Ion olioisirait 
de préférence pour marquer l'origine des miîridieng, serait la mer circulaire de 
Terby : on la choisirait certainement de préfdrence à la première. En 1830, la 
préférence a été donnée b. la précédente, et sur plusieurs dessins on voit les deux 
faire exactement pendant de chaque côté de l'océau {flg. iHi). Ces dessina no pour 

Fig. 184. 






t830 iQOZ 1877 


J 


1 


Variations daofs lea murs de Mars, La mer clruulniro da Terby en 183D. tB6! et tS77. 

raient plus être faits aujourd'hui. Voilà une première variation. Une deuxième est 
présentée par l'aspect même de la tache : en ISIii, les dilTérents observateurs l'ont 
vue allongée do l'est à l'ouest; en 1877, on l'a vue au contraire parfaitement 
ronde (correction faite de la perspective) et certainement uon allongée dans le 
premier sens. Troisième variation ; elle paraissait, en 1863, réunie à l'océan voisin 
par un détroit, et, en 1877, instruments de même puissance et observateurs delà 
m>^me habileti^ n'ont rien vu de co détroit et en eut distingué un autre au nord- 
est. Autre exemple de variabilité : d'excellents observateurs ont aperçu en 1803 
et 1864. dans l'océan de la Rue, un point lumineux qui aurait pu être formé par 
une île couverte de neige et que j'ai cru devoir indiquer sur ma première carte. 
l'ersoime ne l'a jamais revu depuis. 

> Saus doute, il ne faudrait pas prendre pour des changements réels toutes les 
différences qui existent entre les observateurs. Ainsi, par exemple, en 1877, plu- 
sieurs ont vu réunies à l'occident les raers de Hooke et de Maraldi, tandis que la 
séparation est restée visible pour les autres ; l'œil est différemment impressionné 
et l'on pourrait presque dire que pour certains détails il n'y a pas deux yeux qui 
voient identiquement de la même façon, même les deux yeux d'une même per- 
sonne. Mais, lorsque l'attention s'est tout spécialement lïxée sur certains points 
remarquables qui auraient dû être rendus parfaitement visibles dans les instru- 

1 



324 LA PLANÈTE MARS. 

ments employés, et que Ton constate ainsi des différences qui paraissent incom- 
patibles avec les erreurs d'observation, la probabilité penche en faveur de la 
réalité effective des changements signalés. 

» De quelle nature sont ces variations ? c'est ce que l'avenir nous apprendra. 
Nous ne pourrions émettre actuellement que de vagues conjectures à cet égard. 
Mais quelles qu'elles soient, elles n'empêchent pas les principales configurations 
de la géographie martienne d'être permanentes, par conséquent réelles, et d'être 
vues actuellement telles que nos pères les ont vues et dessinées il y a plus de 
deux siècles. 

» Autre remarque non moins intéressante. Cette planète voisine paraît avoir 
beaucoup moins de nuages que celle que nous habitons. 

» C'est là un grand contraste avec notre globe, car il y a des années où nous n'en 
sommes vraiment pas privés. En une année entière, du mois d'août 1878 au môme 
mois 1879, nous avons eu à Paris 167 jours pendant lesquels il a plu, et seule- 
ment 37 jours de ciel pur ou peu nuageux, 37 jours faits pour les astronomes. Sur 
rhémisphère austral de Mars, c'était absolument le contraire lors des observa- 
tions de 1877 : on a pu observer la planète toutes les fois qu'il a fait beau chez 
nous. Il ne faut pas oublier, en effet, que, pour que l'observation de la géogra- 
phie martienne soit possible, deux conditions sont requises avant toutes autres : 
il faut qu'il fasse beau chez nous et que notre atmosphère soit pure, et il faut 
aussi qu'il fasse beau sur Mars, autrement nous ne pourrions pas mieux per- 
cer sa couche de nuages que nous ne pouvons eu ballon traverser de la vue 
les nuages qui nous cachent les villages terrestres. Eh bien, il est remarquable 
que, sur Mars, neuf mois entiers se soient écoulés à peu près sans nuages et nous 
aient permis de perfectionner grandement les connaissances géographiques que 
nous voulions avoir de ce monde voisin. 

» Nous nous trouvions en septembre et octobre 1877 au milieu de l'été de l'hé- 
misphère austral de Mars, alors très incliné vers nous, et au milieu de l'hiver de 
son hémisphère boréal, tourné de l'autre côté. Tous les nuages paraissaient relé- 
gués sur cet hémisphère-ci. Sur ce globe, encore plus que sur le nôtre, l'été est 
la saison de l'atmosphère pure et l'hiver celle du mauvais temps. Les taches per- 
manentes se montrent tranchées, vives et nettes, pendant l'été de l'hémisphère 
où elles sont placées; l'hiver arrive-t-il, elles deviennent vagues, confuses et 
faibles; c'est, sans doute, que l'atmosphère de Mars devient trouble en hiver et 
reste très transparente en été. On remarque aussi une préférence pour les nuages 
à se former sur les marais et les bas-fonds teintés en gris sur la carte, plutôt que 
sur les mers obscures et profondes, et c'est ce qui retarde la connaissance pré- 
cise que nous cherchons à acquérir de la contrée située au-dessus du détroit 
d'IIerschel II; mais on n'y remarque pas de zones constamment nuageuses et 
pluvieuses analogues à celle des calmes équatoriaux terrestres, où il pleut 
toute l'année. 

» Quanta l'épaisseur de cette atmosphère relativement au disque de la planète, 
elle est inévitablement trop mince pour être visible d'ici, lors même qu'elle serait 



1879 C, Pt,AMMABIO\. - CHniSTIK. 325 

heaucDup plu:; élcvt^e quG la oAtre. En lui supposaut SO kilomètres de hauteur. 
cette épaisseur ne formerait encoro que 0',3 lorsque la planHe est la plus rappro- 
chée de nous; la réfraction y serait donc insensible. « 

Tel était, en 1879, l'ensemble des idées auxquelles nous avait conduit l'élude 
des observations faites sur la planète Mars. En cette m^nie année, la revue 
astronomique T/ie Observalory, dirigée* par M. Christie, astronome de l'Oliser- 
vatoire de Greenwich, dont il est maintenant direcleur, a pris soin de tem- 
pérer l'opinion qui considère les taches foncées de Mars comme des mers et 
les claires comme des continents. " Ces prétendues mers, dit-il, ne sont-elles 
pas aussi imaginaires f|ue dans le cas de la Lune?Les « continents i> parais- 
sent plutôt arrondis, comme nos mers, tandis que les « mers » reproduisent 
les formes aiguës de nos continents. Nous ignorons le vrai caractère de ces 
configurations, qu'il serait plus scientifique d'appeler simplement des taches, 
comme pour Jupiter » ('). 

On voit que tous les astronomes n'avaient pas les nn5mes idées. 11 ne nous 
semble pas douteux cependant que les taches foncées représentent les eaux 
de Mars. Dans l'ouvrage dont il vient d'être qucsliou [Animnomir pnpulairr), 
nous avons publié une seconde carte de Mars [*|. 



(') The Obxervslory, novembre IB7!). p. 309. 

Cl Les di^tails suivnnls peuvent inli^ressur ceux d'entre les lecletirs de ce livre qui 
s'occiipenl plus pariiculiÈreiiionl. de la cartographie de Mars. Nous avons construit sur 
l'ensemble des observations, aprbs la carte tirée par M. Proclor des seules observalian.s 
de Dawes, notre première carte géographique de la planète eu 1S70. Nous ne parlons 
pas du croquis de 1802. reproduit p. 113, puisqu'il ne représente qu'un beraisphëre et 
ne constitue pas une vfrllable carte. Eli'' a élé publiée dans la première édition des 
Terre* du Ciel, 1876, p. 424, et dans les Complet rendus de l'Académie de* Scîentw», 
27 ao&t 1ST7, p. 478. Nous en avons donné une seconde en IS70. Astronomie populaire. 
preraitre édition, p. 480: une Iroisiènie en 1882, Reoua U'A»lronomie, 188Î. p. 170-171, 
une quatrième en 1884, les Terres du Ciel, grande l'dillon, frontispice. Nous avons 
publié cette méntc année un globe de Mars contenant l'aréographie la plus sfire. Eniin, 
nous avons construit en 1889 notre demiârc carte (Aslronnmie populaîjv, centième 
mille) publiée également im, p. 69, corrigée d'après les plus récentes observations, cl 
dans laquelle nous avons adopté la nomenclalurn de Qreen ( i^oy. p. 20). Ce n'estpas 
s regret que nous avons renoncé aux dénominations de nos anciennes cartes, qui 
it paru digni?s de l'histoire de l'ABlronomie et de ses apùlres, Copernic. Galilée, 
Kepler, Newton, Huygens, Cassini, Hooke, Uaraldi. I.acuille, Irlande. L-iplace, La- 
grange, Herschel, Si'hrŒter, Becr. Màdler, Araga, Secuhl, Le Verrier. Paye, etc. Hais 
e de Grcen étant généralcmenl adoptée, et celle du M. Schiaparelli ayant fait double 
cjnploi avec elle, nous avons pensé qu'il importait d'éviter toute complication et toute 
confusion dans un sujet qui est d'ailleurs encore assoz loin d'étro complèiement élucida, 
et qu'il était préférable de ne laisser en présence que deux syslèmcs de nomenclature, 
celui de M. Greeii et celui de M- Schi.inarelli. 



3->6 LA PLANÈTE MARS. 



XCVin. 1879. — HuGGiNS. Photographie du spectre de Mars (*). 

Le savant physicien a réussi à obtenir des photographies directes des 
spectres des ('îloilcs principales ainsi que des planètes Mars, .Tupiter et Vénus. 
La fente do l'appareil à Taido duquel ces photographies ont été prises a 
deux volets, de sorte que, lorsque le spectre d'un ast re a été photographié sur 
une plaque, un volet peut être fermé et l'autre ouvert, et un second spectre 
peut être photographié sur la même plaque, comme comparaison. Ce second 
spectre peut être celui du Soleil ou de la Lune, ou d'une étoile connue, ou 
d'un élément terrestre. 

Dans la photographie des spectres planétaires, Fauteur opérait avant la 
nuit, de sorte qu'il obtenait le spectre du ciel, puis celui de la planète. Par 
cette méthode, toute dilTérence entre la lumière de la planète et celle du 
ciel aurait pu être reconnue. Il a obtenu de cette manière les spectres des 
trois planètes signalées plus baut, mais on n'y remarque aucune différence, 
aucune modification du spectre solaire dans la région photographiée, de la 
ligne G à la ligne 0. 

Le même procédé, appliqué à de petites régions de la surface lunaire, n'a 
révélé aucune trace d'atmosphère. 



XCIX. 1879. — ScHiAPARELLi. Nouvellcs observations (-). 

Le laborieux astronome de Milan a continué, pendant l'opposition de 1879, 
la série d'études entreprise en 1877 et résumée plus haut (p. 283-308). La 
division du travail est la même, et c'est également le même instrument qui 
a servi. 

Ces nouvelles observations s'étendent du 30 septembre 1870 à la fin de 
mars 1880. La froide température de cet hiver a eu pour résultat un air 
calme et transparent, permettîint d'excellentes images. 

Remarques intéressantes, pour placer l'œil dans les meilleures conditions, 
l'observateur a pris soin d'éclairer fortement le champ de sa lunette, ce qui 
supprimait l'elTtil fâcheux du contraste entre l'éclat de la planète et l'obscu- 
rité environnante ainsi que du passage d'un champ obscur à la clarté du 
papier sur lequel les dessins étaient faits. En second lieu, il ne gardait l'œil 

(•) TheObfieri'atory, février 1880, p. 20.'). 

(*) Osscrvazioni astronomiche efisicJiesuirassn di rotazionc e suUa topografiadel 
pianeta Marte. Reale Accademia dei Lincei. Memoria seconda. 1 vol. (j^rand in-8* de 
110 pages et planches. Rome; 183 1. 



1879 SCHIAPARELLI. — NOUVELLES OBSERVATIONS. 327 

à Toculaire que le temps nécessaire pour bien voir et se reposait de temps 
en temps, ce qui permettait de travailler plusieurs heures consécutives, 
quand Tatmosphère était excellente. Enfin, il trouva avantageux de placer 
devant Toculaire un verre colorié jaune rouge. L'objectif est parfaitement 
achromatique pour les rayons rouges, ce qui est également avantageux pour 
l'observation de Mars. 

Ces ol)servations nouvelles complèlont et modifient celles de 1877. 

Le diamètre apparent de la planète n'a pas atteint 2y, comme en 1877, 
mais, au maximum, 19^', 3 au moment de l'opposition (12 novembre). 11 était 
descendu à 5", 9 à la fin de mars. L'inclinaison de la planète était de 9**, 5 au 
commencement des observations, de 18°, 5 h son maximum (20 décembre) et 
de 3** seulement à la fin de mars. 

Position de la tache polaire australe, — L'auteur a fait 89 observations de 
positions de cette tache, du 30 septembre au 2 décembre. Le résultat de ces 
observations, combiné avec celui qui avait été obtenu en 1877, donne, pour 
la projection du pôle boréal de Mars sur la sphère céleste, le point suivant 
(équinoxe 1880) : 

Jl -^31807', 8: (ô-i-53%37',1. 

L'inclinaison de l'équateur de Mars résultant de cette position est la sui- 
vante : 

Sur l'orbite de Mars 2i*52'.0 

Sur l'orbite de la Terre ÎG 20 ,G 

Sur Téquateur terrestre 30 22 ,0 

William llersohel avait trouvé, pour l'inclinaison de l'axe de Mars sur le 
plan de son orbite, 28*^42', et Bessel 27° 16'. 

D'après celte nouvelle détermination de M. Schiaparelli, Tinclinaison n*est 
que de 24°52', ce qui rapproche davantage encore les conditions climatolo- 
giques et saisonnières de Mars de celles de la Terre. 

La planète passe à son périliélie quand sa longitude héliocentrique est de 
333^49' el à son solstice austral quand celte longitude est de 356^48'. L'in- 
tervalle du premier au second est de 36 jours. 

Les dates des solstices doivent être retai-dèes de huit jours sur les déter- 
minations anciennes et deviennent : 



« 



D'ite du solstice austral, 

1830 18 septembre. 

1862 9 septembre. 

1877 26 septembre. 



328 



LA PLANÈTE MARS. 



TRIANGULATION ARÉOGRAPHIQUE DES POINTS FONDAMENTAUX. 



Nous avons vu plus haut (p. 290-292) les mesures micromé triques de 1877. 

Recommençant ces mesures et les comparant aux précédentes, l'auteur ob- 
tient les résultats inscrits au Tableau ci-dessous, plus précis encore que ceux 
de 1877. 



N* Dénominations. Longitude. 

1 Vertice d*Aryn 0*,92 

2 Secondo corno del Golfo Sabeo 4 ,49 

4 Canale di Deucalione, punto di mezzo 11 ,91 

5 Golfo délie Perle, bocca deirindo 22 ,07 

5 a Divisione deirindo e deirOxo 14 ,00 

5 b Bocca del Gehon nel Nilo 10 ,70 

5 c Bocca del' Indo nel Nilo 27,33 

6 Bocca deir Idaspe nel Golfo délie Perle 24 ,41 

6 a Corno d'Oro 19 ,31 

6 b Bocca deiridaspe nel Nilo 34 ,92 

7 Capo degli Aromi 38 ,GG 

7 a Bocca délia Jamunanel Golfo dell'Aurora 51 ,40 

7 6 Boca délia Jamuna nel Lago Niliaco 41 ,74 

8 Capo dello Ore in Argyre 40 ,40 

8 a Centro d'Argyre 29 ,12 

8 b Canale fra Argyre e Noachide (2") 15 ,77 

9 Capo délie Grazie in Argyre 47 ,10 

9 a Centro d'Argyre II GO ,80 

10 Golfo deir Aurora, bocca del Gango 5G ,'20 

il Punta dell'Aurea Clicrso 00,09 

lia Bocca deir Agatodemone 00,12 

12 Bocca del Nettare nel Mar Eritreo 00 ,42 

12 a ConfluentedeirAgatodemoneedel Chrysorrhoas. 78,57 

12 6 Confluentedi Agatodemoneedel FdellaFortuna. 82,38 

13 Lago délia Luna, centro G5 ,98 

13 a Isola Sacra C8 ,04 

13 b Golfo Ceraunio, parle australe 97 ,27 

14 Lago del Sole, centro 90 ,87 

14 a Bocca dell' Ambrosia nel Mare australe 89 ,05 

15 Lago dell Fenice, centro 107,94 

16 Bocca del Fasi 111 ,70 

16 a Divisione del Fasi e dell'Arasse 112,09 

17 Colonne d'Ercole, bocca esterna 124 ,33 

18 Centro d'Icaria 120 ,89 

19 Bocca deir Arasse nel Mare dell Sirène 129 ,15 

19 a Bocca australe del canale dell Sirène 131 ,80 

19 6 Confluente del canaledell Sirène Icon Eosforo 11 . 130,97 

19 c Neve Olimpica, 1879 129 ,41 

19 d Canale Flegetontc, mezzo 127 ,20 

20 Primo punto di Thyle 1 141 .81 



Distance 
au pôle 
austral. 


Nombre 
des 
observations 


90- ,98 


8 


95 ,77 





86 ,92 


3,4 


95 ,80 




112 ,10 


3,2 


120 ,13 


3,2 


125 ,63 


1 


88 ,20 


3 


90 ,75 


1 


120 ,80 


3 


80 ,05 




82 ,45 


3 


112 ,77 


3 


50 ,20 


8 


43 ,17 




4W 


42 ,73 


1 


38 ,78 


7 


24 ,08 


2,5 


84 ,58 


7 


variabile 





variabile 


5 


07 ,94 





80,38 


5 


77 ,35 


1 


117 ,00 


7 


118 .13 


1 


119 ,45 


6 


07 ,00 


12 


44 ,74 


5 


73 ,76 


8 


51 ,47 





00 ,/0 


1 


42 ,89 


8 


52 ,80 





Gl ,14 


9,8 


59 ,98 


1 


77 ,27 


1 


110 ,03 





122 ,31 


1 


28 ,80 





J877 SCHIAPARELLT. - TRIANGULATION ARÉOGRAPHIQUE. 



329 



DistADce 
nu ])<Mc 

N* DénominationH. Longitude. auittral. 

21 Colonne d'Ercole, bocca interna 135 ,87 52 ,08 

21 a Bocca del Termodonte nel Mare dcll Sirène — 139 ,74 54 ,04 

21 h Bocca del Termodonte nel Mare Cronio 137 ,83 38 ,15 

22 Centro di Thyle 1 158 ,57 29 ,58 

23 Base australe di Atlantide 1 156 , GO 53 ,64 

24 Bocca del Simoenta nel Mare Gimmerio 168 ,70 52 ,09 

24 a Primo punto del Mare Gimmerio 161 ,45 50 ,37 

24 6 Bocca del Simoenta del Marc Gronio 172 ,46 37 ,28 

25 Golfo del Titani 170 ,17 70 ,67 

25 a Bocca del F. dell Gorgoni nel Mare délie Sirène. 152 ,08 59 ,01 

25 6 Punto dell'Erebo 162,90 143,84 

26 Ultimo punto del Mare dello Sireno 175 ,80 63 ,25 

26 a Base inferiore d'Atlantide I . 180,39 60,58 

27 Stretto d'Ulisse, mezzo 189 ,30 24 ,27 

29 Principio délia palude Stigia 198 ,74 108 ,01 

29 a Bocca délia palude Stigia nel Mar Boréale 306%83 131',65 

29 b Gapo di Buona Speranza 205 ,73 128 ,98 

30 Bocca del canaledeiLestrigoni nel Mare Gimmerio 199 ,93 68 ,49 
30 a Golfo dei Lestrigoni, nel 1879 183 ,55 60 ,09 

30 Base d'Atlantide II, nel 1879 187,92 39,64 

31 Bocca dello Scamandro sul Mare Gronio 203 ,13 35 ,53 

31 a Bocca dello Scamandro sul Mare Gimmerio 202 ,60 51 ,31 

3i Base australe d'Esperia 213 ,68 52 ,26 

35 Gapo boréale di Thyle II 221 ,51 30 ,72 

36 Gentro di Thyle II 223 ,43 23 ,07 

36/1 Ultimo punto di Thyle II 242,60 12,02 

37 Golfo e bocca del canale dei Giclopi nel 1877... 224 ,64 80 ,57 
37 a Golfo di Giclopi nell879 229,81 76,47 

37 b Bocca del canale dei Giclopi nel 1879 223 ,50 73 ,48 

38 Primo punto dol Mare Tirreno 227,60 53,67 

40 Bocca del Xanto nel Golfo di Prometeo 234 ,89 38 ,0i 

40 n Bocca del Xanto nel Mare Tirreno 236 ,17 50 ,91 

41 Ultimo punto del Mare Gimmerio 239 ,97 79 ,48 

41 a Bocca del canale degli Etiopi noirEunosto 2i2 ,41) 121 ,92 

4: Base settentrionale d'Esperia 249 ,23 79 ,48 

43 Piccolo Sirte 257 ,29 83 ,29 

43 a Bocca del Golfo Alcionio nel Mar Boréale 225 ,09 132 ,90 

44 Gapo Girceo, in Ausonia 266 ,72 74 ,90 

45 a Primo punto dell'Adria 264,49 48,51 

46 Lago Tritone 265 ,21 106 ,32 

46 a Neve Atlantica 269 ,00 107 ,06 

46 b Bocca del Thoth nel Golfo Alcionio 261 ,23 124 ,15 

46 c Bocca delTEunosto nel Golfo Alcionio 258 ,13 

47 Primo punto dell'Ellade, 1877 270,48 43,41 

47 a Bocca del Peneo nol Mare Adriatioo, 1879 280 ,14 46 ,49 

48 Lago Meride 275 ,72 95 ,57 

49 Biforcazione d'Ausonia 278 ,1)0 74 ,77 

50 Gongiunzione del Nepente col Nilo 1877 280 ,13 121 ,20 

50 a Bocca del Nepente nella Gran Sirte, 1879 285 ,01 100 ,10 

51 Gran Sirte et bocca del Nilo, 1877 290 ,31 110 ,0y 



Nombre 

des 

observation*. 

7,5 

1 

1 

2 

4 

5 

4 

5 

8 
3,4 

2 

8 

5 

2 

7 

5 

1 
11 

4 

4 
5,1 

1 
3,2 

1 

1 

1 
1 *> 
*> 3 

4 

7 
6,5 

4 

6 
• 

5,4 

8 

1 

8 

4 

8,8 
o 

1 
1,0 
3,2 

5 
** 1 

4 

1 

3 
6,5 



330 LA PLANÈTE MARS. 



Distance Nombre 

aa pùli>. des 



N* nénominations, Lonpitade. aastrnl. observations. 

51 a Punta australe di Merso, 1870 290 ,98 105 ,1G 5,4 

51 h Bocca delFAstabora nella Gran Sirte 299 ,1G 101 ,91 1 

51c Divisione de] Nilo e dell'Astapo 281,72 128,34 3,4 

52 Bocca australe dell' Alfeo 35 ,01 0,1 

53 Gentro o croce dell' Ellade 294 ,93 46 ,38 7 

54 Bocca settentrionale deir Alfeo 298,81 Gl ,70 1,3 

55 Ultimo punto del Mare Tirreno 297 ,37 96 ,70 0,5 

56 Ultimo punto doir Ellade, 1877 314,97 48,02 4.3 

56 a Bocca dol Penco nel Maro Australe 315 ,99 44 ,95 3 

57 Gorno d'Ammone 317,99 81,21 13,11 

57 a Bocca del Tifone nella Gran Sirte 306 ,2G 94 ,99 1 

57 6 Palude Sirbonide 327,22 lO'i ,01 2 

58 Scilla 6 Gariddi 323,46 69,75 3 

59 a Novissima Thyle 355,10 19,25 1 

60 a Gentro dello Noachide 344,93 53,24 3 

61 Bocca del Phison nel Golfo Sabeo 336 ,28 85 ,24 6,5 

61 a Uscita del Phison dalla palude Goloe 302 ,52 128 ,29 3,4 

61 b Ingresso del Nilo nella palude Goloe 303 ,59 134 ,29 2,1 

61 c Bocca dell'Eufrate nel Golfo Sabeo 337 ,88 82 ,74 3 

61 d Divisione dell' Eufrate e deir Oronte 336 ,93 105 ,60 2 

Ole Bocca dell'Eufrate nel Nilo 334,30 132,38 4 

62 Primo corno del Golfo Sabeo ... 357,17 96,30 8 

62 a Golfo di Ëdoni 345 ,24 85 ,98 2 

62 5 Ganale edistmo di Xisutro (mezzo) 347,90 81,48 4 

Soit 114 points déterminés par 482 observations. 

On voit par ce Tableau que la l)aie du Méridien, appelée par M. Schin- 
parelli vertice d'Aryn, comme nous l'avons vu, a pour longitude 0°,92, 
au lieu deO'^jOO. Si donc on veut ramener toutes les autres positions à 
un méridien initial, il faut soustraire de toutes leurs longitudes ce petit 
nombre 0%92. 

Par ces positions, et à Taidc de 30 disques complets et de 104 esquisses 
partielles obtenues pendant cette période, Téminent observateur a construit 
la carte reproduite ici (fig, 185), dessinée non plus seulement par traits, 
mais par tons, et dont Tobjet est de représenter plus fidèlement que la pre- 
mière les aspects martiens tels qu'on doit les voir à la surface même de la 
planète. Cette carte est plus étendue que la première. Au lieu de s'arrêter au 
40® degré de latitude inférieure ou boréale, elle va jusqu'au 60^ Nous allons 
l'examiner en détail. 

Et d'abord, quant aux dénominations de mers, terres, fleuves, canaux, 
golfes, lacs, l'auteur paraît regretter (p. 5 et 51) d'avoir admis dans son pré- 
cédent mémoire que ces expressions pouvaient être conformes à une réalité. 
Elles ne doivent signifier rien déplus que pour la Lune. Elles servent àindi- 



Ift79 SCHIAPAREt-t-T. — THUNGULATION ARÉOGR APHIQUE. 331 

qucr les observations, voilà tout, Chercher ce qu'elles représentent serait 
sortir de la science pour entrer dans l'hypothèse, et, cette fois-ci, l'auteur 
s'en défend absolument. Nous prenons, non sans tpielque regret, acte de sa 
déclaration. Il est juste d'ajouter, toutefois, que le rôle de l'observateur s'ar- 
rête strictement là, en effet. Celui du chercheur va plus loin et consiste, au 
contraire, à se servir des observations pour raisonner. 

Quant à la nomenclature, M. Schiaparellî continue celle qu'il a adoptée, 
en l'étendant aux formations nouvellement observées. 

Les résultats généraux obtenus sont de trois sortes. D'abord, tous les aspects 
observés en 1877 ont été revus, même les plus minutieux, ii l'exception da 
deux : le « canal Hiddekel » et la 'i Fnnlaine de Jeunesse n. On a cru seule- 
ment distinguer quelquefois le premier, mais avec confusion et incerti- 
tude. La Fontaine île Jeunesse n'avait été vue qu'une seule fois en 1877; 
malgré toutes les recherches faites, on n'a rien retrouvé en 1879. Ces deux 
objets sont donc absents de la carte nouvelle. 

Un secomi résultat, qui modifie, mais qui ne détruit pas le précédent, c'est 
que les conGguralions observées, tout en restant les mêmes, avaient pour la 
plupart changé d'aspect, de ton, do degré de visibilité, et même de largeur 
pour plusieurs canaux. L'inclinaison de la planète sur notre rayon visuel et 
sur l'éclairement solaire peut expliquer la différence de visibilité et de blan- 
cheur de certaines régions, telles que l'Argyre et l'Helbde. Peut-être aussi 
des causes locales font-elles varier le degré de blancheur de certaines con- 
trées. Plusieurs de ces variations de tons du jaune au blanc ou, au contraire, 
au gris, sont réelles, et l'auteur croit probaI)le qu'elles sont périodiques. Ces 
variations, dit-il, seront probablement la clé qui nous ouvrira les secrets de 
la constitution physique de la planète. 

Le troisième résultat a été de confirmer les observations faites par Dawes 
en 1864, entre autres d'avoir retrouvé la passade Besset {p. 205), qui correspon- 
drait au canal vertical dessiné à droite du lac du Soleil, par le Phase et l'Iris. 
Ce canal de l'Iris n'existe pas sur la carte de 1877. Changement? 

Parmi les détails explorés, nous remarquerons l'Hydaspe.que l'observateur 
est porté A identifier avec le canal dr Franklin de Secchi, identifié d'abord 
avec le Gange. Telle est aussi l'opinion du D' Terby. 

Le lac du Soleil a offert un peu la forme d'une poire, par l'adjonction 
du canal du Nectar, déjà dessiné par Miidler en 1830, Kaiser et Lockyer 
en 1862, Dawes eu 18fi1. etc., mais absolument invisible en 1877. Cette sorte 
de canal étroit et léger faisait uu angle de 15* à 50' avec le parallèle de 
latitude. 

Ce nouveau témoignage de variation réelle, absolument incontestable, con- 
firme ce que noua avons dit plus haut [p. 333, fig. 184|. 



132 LA PLANÈTE MARS. 

Le canal de l'Ambroisie s'est montré mince et noir pendant toutes les ob- 

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servations de 1879, tandis qu'il s'était montré large et gris pendant toutes 
celles de 1877. Autre exemple de varialion certaine. 

Nous avons vu, sur la carte de 1877, l'Arase se détacher du Phase pour se 
reudre à la mer des Sirènes par un cours sinueux dessiné avec une atten- 



1879 SCUUPARELLI. — TBIANGULATION ARÊOGHAPHIQUE. 393 

Mon spéciale par l'observateur. Ce couru n'exhle plus en 1879 : cette ligne, au 




SCHIAPAUSLLI, D'jirH£a 



lieu d'être courbe, est prescjuc droite, et légèremuul concave vers l'Icarie. 
Comparer le dessin du 1 1 novembre 1879 yUj. 189) ou celui du 22 décembre 
de cette niûiiie année [fuj. 187) â celui du 25 septembre 1877 (^3. 186). Entre 
1877 et 1879, le cours de ce tleuve a donc été rectifié vers la mer des Sirènes. 



334 



LA PLANÈTE MARS. 



L'observateur affirme la précision de ses dessins, ces soirées d'observalioii 
ayant été particulièrement excellentes et les vues parfailement nettes. 

Goura rectiflé? Gomment? Par quels agents? C'est ce qu'il faudra chei-cher. 
Mais le fait est là. 

Le lac du Pliéiùx a offert les changements que l'on constate également ici 
par la comparaison des dessins. 

Mais la découverte !a plus importante faite eu ces contrées pendant l'opposi- 




Dessins.lo Mari jiar M. SL-liia|)ai-cIlj. 

gitude 105°), absent en 1877. Sa première observation est du 11 novembre 1879 
i/ig. 189 ) et est représentée sur lo dessin ci-dessus. G'est ce canal vertical que 
l'on voit sur la gauche du disque, dusccudant du petit lac situé à droite et 
au-dessous de la mer Terby ou lac du Soleil. 11 était net et uoir. Il fut observe 



1879 SCHIAPARELLI — TRIANGOLATION ARÈOGRAPHIQnK. 335 

jusqu'au 26 décembre, alors moins noir et plus lat'ge, M. Schiaparelli pense, 
comme on l'a vu plus haut, qu'il peut élre identiM avec la passe de Benel de 
la carte deProctor. 

Pendant les observations de 1879, la région du Tbarse a oITert plusieurs 
fois des voiles blancs passagers, qui, s^ils ne sont pas dus à quelque précipi- 
tation météorique ou quelque cfQorescence, ont été causes par des troubles 
atmosphériques. Des blancheurs analogues se sont montrées sur un grand 
nombre d'autres régions. Elles n'élaienl pas aussi blanches que les neiges 
polaires a molti inferiore a quello délie nevi polari w. Le 26 décembre, par 
une atmosphère calme et pure, l'observateur a découvert une traînée blanclie, 
de 8° à 10" de largeur, traversant cette région du Tharse, allant du lac 

Kig. m. 





du Phénix au Nil double et paraissant se rattacher à un rameau des 
neiges boréales (indiqué en pointillé sur la carte, vers leGÔ' degré de longi- 
tude). Comme la vision était excellente, l'observateur chercha avec soin si 
celte traînée blanche passait sur les Nils en les interrompant, ou si, au con- 
traire, elle était interrompue par eux, comme do la neige foudue. Les Nils' 
n'étaient pas interrompus, mais leur largeur était notablement diminuée, 
réduite à deux ûlets presque imperceptibles, comme on le voit sur le dessin 
[liQ. 190). 

L'auteur ne cherche pas à expliquer le phénomène observé. 

11 est difficile pourtant de se demander si ce ne serait pas là une traînée 
de neige plus ou moins légère, d'autant plus qu'elle paraissait en rapport 
avec une extension de la neige polaire boréale. Dans l'hypothèse que c'eût 
été de la neige et que le Nil fût de l'eau, la neige aurait dil fondre et être 
entièrement coupée par le Nil. N'aurait-elle fondu qu'au centre du cours? 
Ou son éclat seul aurail-il diminué en apparence la largeur de ce cours par 
irradiation? Ou bien encore, cette eau n'esl-elle pas la m£me qne la nôtre? 
Mais l'analyse spectrale parait prouver cette identité? Yoilà évidemment 
des questions qui peuvent être posées. 



336 LA PLANÈTE MARS. 

Pendant cette 0|iposition de 1879, surtout en mars, Argyre I et Aryyre II 
Dût été éclalaûles de blancheur, rivalisant avec la neige polaire, absolument 
comme si ces deux régions eussent été couvertes de neige. 

A gauche de la région de Deucalion, on a revu la forme serpentine des- 
sinée par les anciens observateurs, notamment par Lockyer en 1862 (p. 155), 
Kaiser la miîme année [p. 174 et 181). Cet aspect, qui u'esiste pas sur la 
carte de 1877, est reconuaiasable sur celle de 1879. 

Sur cette m6me carte, au point 62 a, le détroit d'Herschel est resserré par 
un singulier étranglement. 

On peut remarquer sur le V2^' degré de longitude de la carte, au-dessous 




"d'une traînée grise à laquelle M, Schiaparelli a donné le nom d'Ucéan, un 
petit cercle désigne par la qualiScation de neige olyvipigue. C'est nu point 
blanc, qui a élé observé neuf fois, minu3cule'( une demi-seconde), mais aussi 
blanc que la neige polaire. On voit ce point blanc représenté plus liant dans 
le dessin du 11 novembre. 

Le canal des La,'strigons, sur le 200= degré de longitude, ne parait pas avoir 
changé de place, mais son embouchure, qui en 1877 aboutissait â l'extrémité 
de la mer détachée de Mare Cimmerium par Atlantis 11, aboutit en 1879 à 
Mare Cimmerium elle-même. Ce sont les rivages et les plages qui paraissent 
a\oir subi là une variation considérable : comparez les deux cartes. Entre le 
21 octobre 1877 et le 10 novembre 1879, lu canal des La'strigons est passé de 
la gauche d'Atlantide il à la droite, par suite de la variation des rivages ! 

De tels changements sont d'une importance capitale pour nous éclairer 
sur la véritable nature des taches foncées et claires de la planète. 



338 LA PLANÈTE MARS. 

Le Simoïs, très difficile à discerner en 1877, a été en 1879 l'un des canaux 
les plus évidents. Sa courbure est restée la môme. 

La péninsule de THespérie a été moins facile à observer en 1879 qu'en 
1877. Elle paraissait légèrement ombrée. 

Le canal des Ethiopiens et le Léthé ont été parfaitement visibles, tandis 
qu'en 1877 ils ne l'avaient été que difficilement: «Ils aboutissent sûrement 
tous deux, comme la carte l'indique, au golfe des Alcyons, ainsi que l'Eu- 
nostos : ce tracé est le véritable, c^lui de la première carte n^était pas sûr. > 
Toutefois, nous trouverons, sur les cartes à venir, que cette forme de l'Alcyo- 
nus Sinus n'est pas stable du tout. 

La Petite Syrte, ou la baie de Gruithuisen, a paru, le 1" octobre 1879, sépa- 
rée de la mer du Sablier ou Grande Syrte. par une région claire traversant 
la mer Flammarion sur le 280® méridien, comme Tavaient déjà observé 
Lockyer, Kaiser, Rosse, Schmidt et Burlon. 

La mer du Sablier a été observée sensiblement plus large en 1879 qu'en 
1877. Cette fois-ci elle correspond mieux à l'aspect classique sous lequel nos 
lecteurs l'ont vue passer devant leurs yeux depuis les premières pages de 
cet Ouvrage. 

C'est là un point fort important aussi pour notre élude de la planète, pour 
les idées que nous pouvons nous former sur sa constitution physique. 
L'étendue de cette mer varie. Il n'y a ni tergiversations, ni faux-fuyants à 
invoquer, pas plus que notre incompétence d'expliquer les choses incon- 
nues. Cette variation est certaine, comme celles que nous avons déjà rele- 
vées dans le cours de ces comparaisons, et plus encore, s'il est permis de 
mettre des degrés dans la certitude. 

Si les taches foncées de Mars représentent des mers, ces accroissements 
d'étendue correspondent à des inondations et conduisent à penser que ces 
rivages (la gauche surtout de la mer du Sablier, le long de la nier Flamma- 
marion) sont très plats. 

Ces inondations durant plusieurs mois ne sont pas ducs à des marées. 

Pour éviter ces conclusions, il nous faudrait admettre que les taches de 
Mars ne sont pas des mers. Bien difficile. 

Par suite de l'élargissement de la mer du Sablier sur ses rivages de gauche, 
la mer Main, ou le lac du Népenthès, s'en est trouvée plus rapprochée en 
1879 qu'en 1877, la pointe de terre que M. Schiaparelli avait baptisée du 
joli nom de promontoire d'Osiris ayant à peu près disparu. Comparez avec 
soin la carte de 1877 (p. 393) avec celle-ci. 

L'Ausonie, qui correspond à la terre deCassini et à l'île Dreyer, s'est mon- 
trée, le 26 et le 28 octobre, traversée par une traînée grise (TEuripe) variable 
de ton et de largeur. C'est là aussi une formation variable, qui, la plupart 



1870 SCIUAPAUKLLI. — OHSKU VATIONS. S'M) 

du temps, n'existe pas. M. Schiaparclli ne l'avait pas vue une seule fois eu 
1877. Toutefois, M. Green Tavait vue une fois, le 10 septembre.. 

L'Hellade a paru très brillante, parfois aussi éclatante que la neige. Cesl 
ce l'une des régions destinées à donner les meilleures informations sur les 
changements apportés par les saisons dans les aspects de la planète ». 

Neige polaire australe en 1879. —Les observations de la tache polaire aus- 
trale ont donné pour sa position 5°, de distance au pùle géographique et 49*» 7 
de longitude. En comparant cette détermination aux précédentes, on a : 

nNtaiiceaa ptMu. I.r)ii(ritiic1?. observateurs. 

1830 6% fi 21".ô Besscl, 

186'^ .. . . 4 ,3 15 ,5 Kiiiscr, Lockyer, Linssor, 

1877 5 ,G 25 ,5 Hall. Schiaparclli. 

1870 5,0 il) .7 Schiaparclli. 

Malgré les différences en longitude, on voit que la neige polaire australe, 
lorsqu'elle est réduite h son minimum après Télé, occupe sensiblement la 
même position aréographique. 

Du 30 septembre 1879 au 9 mars 1880, l'auteur n'a pas fait moins de 
180 observations de cette tache polaire australe. Elle a été réduite à son mi- 
nimum (4'*) dans la seconde moitié de novembre, c'est-à-dire trois mois un 
quart après le solstice d'été, qui était arrivé le 14 août. Plusieurs irrégula- 
rités ont été observées dans son contour, notamment le 24 octobre, par une 
atmosphère admirable. 

En admettant que la diffraction augmente du double le diamètre détache.^ 
aussi brillantes que les neiges polaires de Mars, ces 4'', réduits à 2", repré- 
sentent 120 kilomètres. 

Neige polaire boréale en 1879. — Pendant la durée des observations de 
cette opposition, du 30 septembre au 24 mars, les neiges boréales paraissent 
avoir passé par un maximum d'étendue, avec certaines fluctuations curieuses. 
Elles ont envové six ramifications au cercle terminateur. 

Le premier rameau a été ol)servé au-dessous du Nil, à la longitude zéro 
Sa distance au pôle paraissait inférieure à 20*. 

Le deuxième a été observé également au-dessous du Nil, vers 6,V de lon- 
gitude. Il paraissait s'étendre jusqu'à 30" du pôle nord. 

Le troisième a été vu vers la longitude 1 19'* et à la distance polaire de 3(i". 
Paraît n'être pas sans connexion avec la neige olympique. 

Le quatrième se trouvait à la longitude lôS** et atteignait le 30* cercle de 
distance polaire. 

Lecinijuième avait pour longitude 189** et pour dislance au jiôle 29 . 



340 LA PLANÈTE MARS. 

Le sixième était le plus large de tous, s'étendant du 230* au 300' méri- 
dien, soit sur 70 degrés de longitude, jusqu'à 30 degrés environ de dis- 
tance au pôle nord. 

Ces six ramifications allongeaient donc les neiges polaires boréales, en 
certains points jusqii*à 30° et même 36*» de distance polaire, c'est-à-dire jus- 
qu'au 60* et au 54® degré de latitude. Les neiges polaires terrestres peuvent 
être considérées comme se prolongeant aussi parfois jusque là, en hiver, 
en Sibérie. 

D'après ces mêmes observations, c'est au milieu de novembre, soit trois 
mois après le solstice d'hiver boréal que ces neiges auraient été le plus éten- 
dues. Ensuite elles diminuèrent. Le minimum de la tache polaire australe 
et le maximum de la boréale arriveraient donc à peu près -en môme temps, 
comme la théorie semblait naturellement l'indiquer d'ailleurs. 

Telles sont les splendides observations faites sur Mars parTéminent astro- 
nome de Milan pendant l'opposition de 1879 et les conclusions qui peuvent 
en être déduites. L'opposition suivante, de 1881-1882, sera plus riche encore. 

G. 1879. — Satellites de Mars, Observations et mesures. 

A la séance deTAcadémie des Sciences du 10 novembre 1879 (*), M. Asapli 
Hall a fait part de ses observations nouvelles dos satellites de Mars. En compa- 
rant les positions mesurées à celles qu'il avait calculées d'après ses éléments 
de 1877 (voy, p. 258), il trouva pour Phobos une différence légère de — 1', 074 
dans sa période, qui devient ainsi : 

7''39«13',996. 

.Parmi les observations faites sur les satellites de Mars, nous signalerons 
d'abord, outre celles de l'auteur de la découverte, M. Asaph Hall, à Washing- 
ton ('), celles de M. Common, à son Observatoire d'Ealing, près Londres, à 
l'aide d'un télescope de 36 pouces d'ouverture. Grossissements 220, 240 et 
380. Nous ne donnerons pas les positions déterminées, car elles n'ont rien 
à faire ici, mais nous donnerons les résultats relatifs à l'éclat et à la colora- 
tion de ces petits globes ('). 

Deimos paraît avoir l'éclat d'Enceladc. Phobos paraît un peu plus brillant 
que ïéthys. Mais le caractère de la lumière est différent. Tandis que les 
satellites de Saturne offrent une clarté tranquille, ceux de Mars ont plus 
d'éclat, sont plus étincelants, presque stellaires. Cet aspect peut être dû à 
l'absence de tout disque apparent ou au contraste avec le plein éclat de 

(•) Comptes rendus, 1879, t. Il, p. 776. — (») Montlily Notices, mars 1880, p. 272. — 
(') /c/., (iéc. 1879, p. 96. 



IS79 SATELLITES DE MARS. 341 

Mars. Deimos paraît légèrement bleuàtn^ Phobos presque blanc. Ils ne par- 
tagent pas la coloration de Mars. 

M. Common a essayé de photographier Mars, mais sans obtenir aucun 
détail [^]. 

A rObservatoire de Greenwich, on a pu observer le second satellite, à 
l'aide du grand équatorial de 12 pouces | d'ouverture, mais jamais le pre- 
mier ('). Oh a pris quelques dessins de la planète. 

On connaît Je grand télescope do TObservatoire de Melbourne, dont le mi- 
roir ne mesure pas moins de 1",!20. Dirigé sur Mars en 1877, il fut impos- 
sible de découvrir aucun satellite. En 1879, cependant, on a pu observer le 
satellite le plus éloigné ; ' ; . 

En novembre 1879, à l'Observatoire d'Oxford, M. Plummer a pu observer 
le satellite extérieur à l'aide de l'équatorial de 12 pouces j, armé d'un gros- 
sissement de 125 {^). 

A Princeton (Etats-Unis), MM. Young et Brackett ont pris des mesures mi- 
crométriques des deux satelliles (^j. Équatorial de 9 pouces y. A TObserva- 
toire de Harvard-Collège, M. Pickering n'a pas fait moins de 207 séries de 
mesures [^•'■. 

D'après les observations de M. Pickering ("), Deimos aurait été plus bril- 
lant en 1879 qu'en 1877, et plus brillant sur le côté suivant ou oriental de 
son orbite que sur le côté précédent ou occidental. Il y a plus d'observations 
du premier côté que du second. Le diamètre de ce satellite paraît être de 
G milles, et celui de Phobos de 7 milles, d'après les mesures photométriques. 
Deimos n'est pas rougeàtre, mais bleuâtre. 

Cl. 1879. — G. H. Darwin, D. Kirkwood, E. Ledgeu —Satellites de Mars, 

marées et période de rotation * . 

Une planète fluide prendrait une forme sphéroïdale sous l'inlluence de sa 
rotation. 

Mais si un satellite tourne dans une orbite circulaire autour de la planète, 
dans le plan de son équateur, il se produira des marées telles que le sphé- 
roïde sera déformé en un ellipsoïde à trois axes inégaux, le plus grand axe 
de l'équateur restant toujours dirigé vers le satellite. 

Ainsi la figure de la planète tourne avec le satellite, tandis que chaque 
molécule du fluide tourne avec la planète. Il en résulte, par conséquent. 




342 LA PLANÈTE MARS. 

une élévation et un abaissement deux fois par chaque révolution de la pla- 
nète relativement au satellite. 

Maintenant, supposons que le fluide soit soumis à un frottement. Alors, 
les particules de fluide qui arrivent à cet instant à former la protubérance 
équatoriale ne peuvent pas retomber aussi vite qu'elles le faisaient avant 
que le frottement existât. Le plus grand axe de l'équateur se met en avance 
sur le satellite. 

La Terre a commencé par être fluide, et, dans le cours de son refroidis- 
sement, elle est devenue visqueuse et a donné naissance aux frottements 
dont nous venons de parler. Maintenant, elle est probablement pâteuse, 
presque solide, et n'a sans doute plus de marées internes. 

Si le fluide formant la Terre avait été sans frottement, les protubérances 
équatoriales causées par l'attracLion de la Lune seraient restées en ligne 
droite avec la Lune. Mais ce frottement modifie cet état primitif, et par con- 
séquent la Lune exerce ses forces sur les protubérances, qui tendent à les ti- 
rer en arrière. Depuis (f ue l'axe protubérantiel de l'équateur pointe toujours 
en avance de la Lune, celle-ci exerce un frein sur le mouvement de rotation 
diurne, et, réciproquement, la Terre a pour tendance d'accélérer le mouve- 
ment de la Lune. Le premier résultat est un ralentissement du mouvement 
de rotation de la Terre. Le second est une accélération de la vitesse linéaire 
de la Lune sur son orbite et une augmentation de sa distance. 

Les deux résultats sont un allongement de la durée du jour et du mois, 
surtout de la première, dans la condition actuelle de la Terre et de la Lune. 

Delaunay et Adams étaient déjà arrivés à une conclusion analogue, quoique 
ne Tattribuant qu'au frottement des marées extérieures, des marées océa- 
niques. 

M. G. -H. Darwin considère surtout, et même exclusivement ici, les ma- 
rées internes anciennes. 

Dans l'état actuel des choses, le taux de diminution de la vitesse angulaire 
de rotation de la Terre est beaucoup plus grand que celui de la vitesse an- 
gulaire du mouvement orbital de la Lune. Si le premier était exactement 
27 ^ fois plus grand que le dernier, le jour et le mois auraient été réduits 
autrefois dans la même ijroportion. On trouve que, lorsque l'e jour était de 
15 heures et demie, le mois devait être de 19 jours. 

L'auteur calcule qu'à une certaine époque, le jour a dii être de G** 30'", et 
qu'alors le mois n'était que de 1 1 jours et 14 heures. Cet énorme changement 
aurait pu s'eirecluer en 56 millions d'années. 

En remontant plus haut encore, M. Darwin arrive à une époque à laquelle 
le jour et le mois étaient identiques, 5 heures et demie seulement. Alors la 
Lune était très proche de la Terre, à 8000 kilomètres seulement, d'une surface 



1879 SATELLITES DE MARS. 343 

à l'autre. Antérieurement, elles ont pu être presque en contact. Y.n fait, la 
Lune serait née de la Terre, par la force centrifuge de rotation, selon la 
théorie de Laplace. 

Si, au lieu de remonter dans le passé, nous anticipons sur l'avenir, nous 
trouvons que, d'après les mêmes principes, le mois et le jour tendent à de- 
venir égaux et à durer 50 de nos jours actuels. 

L'auteur termine son mémoire en remarquant que le a satellite anormal » 
(le Mars -~ le plus proche — qui tourne plus vite que la planète « olfre une 
confirmation de ces vues, car il semble probable que son extrême petitesse 
Ta conservé comme un témoignage durable de la période primitive de la 
rotation de Mars autour de son axe ». 

A cette théorie du mathématicien anglais sur l'évolution des satellites et 
surtout à son application au x)remier satellite de Mars, M. Daniel Kirkwood. 
l'astronome américain, a répliqué dans les termes suivants (» : 

La masse du satellite intérieur de Mars est à celle de notre Lune (approximati- 
vement) dans le rapport de 1 à 30 000 000. Par conséquent, il ne peut produire 
aucune marée sensible sur la planète. C'est, en fait, de cette absence de marées 
que M. Darwin infère la distance constante du satellite. Alors, quelle est la cause 
qui a allongé la durée de rotation de Mars de moins de 8 heures à près de 25? 

M. Darwin a répondu (-) : 

Mon mémoire n*est qu'un extrait d'un long travail, actuellement sous presse. 
Je puis cependant répondre à la question posée par M. Kirkwood, comment la 
théorie des marées explique le fait que le jour martien est plus long que le mois 
du satellite intérieur, qu'un tel résultat dérive nécessairement des effets du frot- 
tement des marées solaires. J'espère pouvoir étudier numériquement le cas parti- 
culier de Mars. 

D'autre part, à proi)os de ces satellites, M. E. Ledger a étudié les marées 
et les éclipses qu'ils peuvent causer à la surface de la planète ('). « L'exiguïté 
(le leur masse, dit-il, nonobstant leur proximité, interdit la formation de 
marées sensibles, et ils ne jouissent pas de la proi)riètè qui leur a été ima- 
ginée d'empêcher la stagnation des mers martiennes. » Quant à leur lumière, 
on peut estimer à J^ de celle de la Lune celle du premier satellite, et celle 
(lu second à une clarté vingt fois plus faible, soit ^io . ^^^^ peu. Phobos reste 
sur l'horizon d'un lieu donné pendant 5 heures et demie à la fois, sur les- 
(juelles il peut être éclipsé pendant 53 minutes. Deimos reste au-dessus de 
l'horizon pendant GO heures de suite, pendant lesquelles se produisent deux 
éclipses, et quelquefois trois. 

;•) The O bscwator y, SQi)iemhrc 1871), p. 147. --/) /r/., novembre 1871), p. 204 —(•)/(/., no- 
vembre 1879, p. VJ\. 



344 LA PLANÈTE MARS. 



eu. 1879. — J.-C. Adams, F. Tisserand. — Incliîiaison des satellites ('). 

Les orbites des deux satellites de Mars sont légèrement inclinées sur le 
plan de l'équateur de la planète. Le professeur Adams s'est demandé si cet état 
de choses est permanent. Le plan de l'orbite de Mars est incliné de 27** à 28** 
sur son équateur. Si donc les plans des orbites des satellites conservent une 
Inclinaison constante sur l'orbite de la planète, comme il arriverait si la 
force perturbatrice du Soleil était la seule tendant à altérer ces plans, leur 
inclinaison sur le plan de l'équateur martien, et encore plus leur inclinai- 
son l'un sur l'autre, deviendrait, avec le temps, considérable. 

M. Marth a calculé (') les mouvements des nœuds des orbites des satel- 
lites sur l'orbite de la planète dus à l'action solaire et a conclu que, s'il n'y 
a aucune force dépendant de la structure interne de Mars qui contrarie ou 
modifie l'action solaire, les nœuds des orbites seront en opposition l'un sur 
l'autre dans un millier d'années, et alors l'inclinaison mutuelle des orbites 
des satellites s'élèvera à 49^ 

Dans ce cas, la presque coïncidence actuelle entre l'équateur et la planète 
et les plans des orbites des satellites serait fortuite et passagère. Mais c'est 
bien improbable. 

S'il n'y avait aucune force perturbatrice extérieure, l'aplatissement d'une 
planète ferait rétrograder les nœuds de l'orbite d'un satellite sur le plan de 
l'équateur de la planète, tandis que l'orbite conserverait une inclinaison 
constante sur ce plan. Laplace a montré que, si Ton i)rcnd en considération 
à la fois l'action du Soleil et l'ellipticité de la planète, on trouva que l'orbite 
du satellite se meut de manière à conserver une inclinaison presque con- 
stante sur un plan fixe passant par l'intersection de l'équateur de la planète 
avec le plan de l'orbite de la planète, et se trouvant entre ces plans, et que 
les nœuds de l'orbite du satellite ontun mouvement rétrograde presque uni- 
forme sur ce plan fixe. 

L'auteur entre dans le détail du calcul appliqué aux satellites de Mars et 
étudie l'effet de l'aplatissement delà planète sur les orbites de ses deux sa- 
tellites. Il trouve que le mouvement des nœuds des orbites des satellites 
produit par Tellipticité de la planète surpasse de beaucoup celai qui peut 
être produit par l'action du Soleil, de sorte que les plans fixes pour les deux 
satellites sont seulement légèrement inclinés sur l'équateur de Mars. 

D'après les mesures du diamètre de la planète et des plus grandes élon- 

f ) On the ellipticitij of Mars, and ils effecton the motion of the satellites (M ontkly 
Notices, novembre 1879, p. 10). 
(') Axtronomische Nachrichterx^ ii» 2280. 



1879 J.-C. ADAMS. - INCLINAISON DES SATELLITES. 345 

galions des satellites, combinées avec la période de rotation de Mars et les 
révolutions des satellites, on trouve que le rapport de la pesanteur à la force 
centrifuge à l'équateur de Mars est d'environ y^. Il suit de là que, si la pla- 
nète était homogène, son aplatissement serait d'environ |4-j. Si, au lieu 
d'être homogène, la densité varie suivant la même loi que celle de la Terre, 
de telle sorte que la différence entre l'aplatissement et le rapport entre la 
force centrifuge et la pesanteur soit la môme que pour la Terre, l'aplatisse- 
sement serait î-J-j. Selon toute probabilité, il est entre ces deux limites. 

M. Adams a calculé la Table suivante des mouvements annuels des nœuds 
des deux satellites, causés par Faction solaire et par l'cllipticité de la pla- 
nète, pour les valeurs précédentes de l'aplatissement, et même poury-î-g, trouvé 
par Kaiser, quoique celle-ci soit certainement trop forte. 

Satellite I. 
Mouvement annuel du nœud dû à l'action solaire : 

Satellite 1 0%06. Satellite II 0%24 

Pour rellipticité ±. ±, ^, 

le mouvement annuel du nœud dû à cette ellipticité serait 

Satellite 1 333* 182* 113* 

Satellite II 13% 4 7-. 3 4% 5 

et les inclinaisons correspondantes du plan fixe à l'équateur de la planète, 

Satellite 1 17' 31* 50' 

Satellite II 2? 50' 1M9' 

On voit, par cette Table, que l'orbite du premier satellite conserve une 
inclinaison constante sur un plan incliné de moins de 1' sur celui de l'équa- 
teur martien, et que l'orbite du second satellite conserve aussi une inclinai- 
son constante sur un plan incliné qui ne peut guère dépasser plus de 1® celui 
du même équateur. 

L'aplatissement de Mars produit aussi des mouvements rapides dans la 
ligne des apsides des orbites des satellites, particulièrement pour le premier, 
et peut-être même un jour pourra-t-on déterminer l'aplatissement par ce 
mouvement. 

M. Tisserand est arrivé aux mêmes conclusions que M. Adams (*)• Les 
satellites sont maintenus presque dans le plan de l'équateur par Tellipti- 
cité de la planète. Telle est aussi l'opinion de M. Hall ("). Voici la note de 
M. Tisserand. 

Les deux satellites se meuvent à très peu près dans un même plan, qui 

(') Comptes rendus, 8 décembre 1879, p 961. 
{']Monthly Notices, mars 1880, p. 278. 



346 LA PLANÈTE MARS. 

diffère peu du plan de l'équateur de la planète. La presque coïncidence de ces 
trois plans est-elle fortuite, .ou bien doit-elle exister toujours? C'est là une ques- 
tion intéressante qui a été traitée en partie par M. Adams à la Société royale 
astronomique de Londres (14 novembre 1779). Je me suis proposé de reprendre 
par une autre analyse la question traitée i)ar le savant directeur de l'Observatoire 
de Cambridge, et je crois être arrivé à des conclusions plus précises, malgré 
rincertitude dans laquelle nous nous trouvons encore relativement à la vraie 
position de l'équateur de la planète Mars. L'analyse dont je parle m'a déjà servi 
dans une étude relative à l'un des satellites de Saturne. 

Jusqu'ici, les observations n'ont pas permis de découvrir dans la planète Mars 
un aplatissement sensible; si cet aplatissement était tout à fait nul, par le fait des 
perturbations provenant du Soleil, les plans des orbites de Phobos et Deimos, 
étant supposés coïncider à un moment donné, finiraient par s'éloigner l'un de 
l'autre d'une quantité considérable. Je vais montrer qu'en supposant la loi des 
densités dans l'intérieur de Mars la môme que dans l'intérieur de la Terre, et 
en lui attribuant par suite un aplatissement que les mesures directes ne peuvent 
pas mettre en évidence actuellement, les plans des orbites des deux satellites ne 
s'éloigneront jamais que très peu du plan de l'équateur de la planète. Pour cha- 
cun des satellites, la force perturbatrice 11 proviendra de l'action du Soleil et de 
celle du renflement équatorial de Mars; je ne m'occuperai ici que des inégalités 
séculaires. En vertu de ces inégalités, on a l'intégrale R = const. En négligeant 
les excentricités des orbites des satellites, qui sont extrêmement petites, sinon 
nulles, rintégrale ci-dessus peut s'écrire 

(l) Kcos'Y r- K'cos'y' - C, 

où K et K' ont les valeurs suivantes : 



K JM- 



(2) 



K'-|m^(p-;-?l 



en désignant par M la masse du Soleil, m celle de Mars, a le demi-grand axe de 
l'orbite du satellite, a' le rayon équatorial de Mars, ao le demi-grand axe de l'or- 
bite que décrit Mars autour du Soleil, co l'excentricité de cette orbite, p l'aplatis- 
sement de la planète à sa surface, et cp le rapport de la force centrifuge à l'attrac- 
tion pour les points de l'équateur de Mars ; enfin, y désigne l'angle que fait l'orbite 
du satellite considéré avec l'orbite de Mars, et y' l'angle de la même orbite avec 
le plan de l'équateur de la planète. 

Le terme Kcos*y provient de l'action du Soleil; le terme K'cos^y' est dû à 
l'action du renflement équatorial de Mars. Si l'on n'avait égard qu'à l'action du 
Soleil, on aurait y = const.; l'orbite de chacun des satellites ferait un angle con- 
stant avec l'orbite de Mars. Si l'on ne tenait compte, au contraire, que de l'apla- 
tissement de la planète, cette orbite ferait un angle constant avec l'équateur de 
Mars. En tenant compte des deux actions, le pôle de l'orbite de chacun des 



1879 F. TISSERAND. - INCLINAISON DES SATELLITES. 347 

satellites décrit une ellipse sphérique; c'est une conséquence de Téquâtion (I). 

K' 
Cherchons à évaluer le rapport -j^; on tire de (2) 

'" f"K0(ï)'"-'î>-('-:'). 

en appelant n et no les moyens mouvements du satellite et de Mars; no et eo sont 
bien connus; n et a ont été donnés par M. Hall pour les deux satellites; enfin je 
prendrai, d'après un mémoire de M. Hartwig, où il est tenu compte de toutes les 
déterminations antérieures, 2a' = 1)',352, correspondant à une distance de Mars 
au Soleil égale à i . 
L'expression (3) me donnera 

\ -T- - ,3,91001) ;p— 1?) pour Deimos, 
jl ~ -= 15,99005) !p — {?) pour Phobos; 

<p se détermine aisément avec les données ci-dessus et en ayant égard à la valeur 
bien connue de la durée de la rotation de Mars; on trouve 

Jusqu'ici, il n'y a rien d'hypothétique; je vais faire maintenant deux hypo- 
thèses : 
Hypothèse 1 — Mars est homogène; alors, p = ?-ç. On déduit de (i) et (5) 

K' 
log-sT- = 1,44507 pour Deimos, 

K' 
logT" = 3,52570 pour Phobos. 

Hypothèse IL — La loi des densités est la même à Fintérieur de la Terre et 
de Mars; on en conclut 

pi et cp, désignan^t les valeurs correspondant à p et © dan» le cas de la Terre; il 
en résulte 

#v -- J 

V - î 2 H 

et ensuite 

K' 
log-iT 1,23050 pour Deimos, 

K' 
log-j^ 3,31054 pour Phobos. 

Soient, sur la sphère, D le pôle boréal de l'orbite de Mars, D' celui de son équa- 
teur, M celui de l'orbite de l'un des satellites; soient, en outre, DD'= A l'angle 
(le l'orbite et de l'équateur de Mars, et G un point situé sur l'arc de grand cercle 
D'D et déterminé par l'équation 

,. » i « • 1^ sin2A , . i-iTx/ 



348 LA PLANÈTE MA US. 

Le point C sera le centre de l'ellipse sphérique qui sera décrite par le pôle M ; on 
voit immédiatement que, pour les deux satellites, dans les deux hypothèses con- 

sidérées, -^ étant grand, le point C sera voisin du point D'. 

Soient 5 p' et 2p' le grand axe et le petit axe de l'ellipse; en désignant Yo ^^ "fi l^s 
valeurs initiales de y et y', par BetN des angles auxiliaires définis par les formules 

(7) sin2B-^/ "^r^.sinA, 

ti, -i- ti, 

(8) sin-N ... Ksin:Y^<:^i , 

K 4- k 

on aura 

9) cos p . , cos2 p s-f, • 

^ cos li ^ cos2B 

La grandeur du rapport -rr fera que l'angle H, tiré de la formule (7), sera tou- 
jours petit; les formules (9) montrent que p' et p' seront peu différents. En fait, 
si Ton calcule p' et p' d'après les positions assignées à l'équatcur de Mars par 
divers observateurs, on trouve que la différence p'— f n'atteint qu'un petit nombre 
de minutes d'arc. Nous pourrons admettre, en résumé, avec une précision actuel- 
lement suffisante, que lo point M décrit un petit cercle ayant pour centre le point 
C défini par l'équation (C) et pour rayon la valeur de p' déterminée par l'équation 
suivante : 

(10) cn.Op>^-A!: ^Ar.-i-K-cos2v; _ 

ViK-:-K')'- 4KK'sin'A 

Si l'on a p' > i, la valeur de y' sera comprise entre les limites p' — i et p'-f- 1, 
qui diffèrent de2i. 

Si l'on a p' < i, la valeur de y' sera comprise entre les limites i — p' et i-\- p', 
qui diffèrent de 2 p'. 

J'ai effectué les calculs en prenant, pour déterminer la position de l'équateur 
de Mars, les nombres fournis par les observations de W. Ilerschel, par les obser- 
vations de Bessel calculées par Oudemans, et enfin les nombres indiqués par 
M. Marth(Afon^/i/2/iVoh'ces, vol.XXXlX, p. 473) (V)- Les positions correspondantes 
de l'équateur de Mars diffèrent notablement; toutefois, dans les trois cas, j'arrive 
à des conclusions peu différentes. 'Soient Yi et y.» les limites inférieure et supé- 
rieure de l'inclinaison de l'orbite de Deimos sur l'équateur de Mars. J'ai trouvé 
les résultats suivants : 

Hypothèse I. 

Ilt-rsclicl, Oudenmiis. Msirth. 

Y, 4", 9 2", 7 0',1 

Yj r, M 1.1 \ A 

Y;-Yi ^ •.. .. 1",7 1»,7 1",3 

Cj Les nombres d'IhM-schel et de Bessel sont publiés plus haut; ceux de M. Martli 
sont : inclinaison du plan de l'équateur de Mars sur celui de la Terre ^ 3G%2GO; 
nœud = 47", 945. 



1879 PASSAGE DE LA TERHK DEVANT I.E SOLEIL. 340 

Hypothàsi* II. 

Ilersrhcl. nu:I(>Tnans. Martli. 

YJ 3-, 9 1",0 n-,2 

r'^—yi 2',« 2%(j 2*,o 

On voit que, dans tous les cas, l'inclinaison de l'orbite de Deimos surTëquateur 
de Mars ne peut osciller qu'entre des limites distantes seulement de 3« au plus. 
Pour Phobos, les limites sont encore plus restreintes. 

Concluons donc que, si Mars est homogène ou bien si dans son intérieur la loi 
des densités est la même que pour la Terre, les orbites des deux satellites coïn- 
cideront toujours avec Véquateur de Mars, ou, du moins, ne s'en écarteront 
jamais que de très petites quantités. 

La même chose aura lieu évidemment si l'aplatissemont do. Mars est compris 
entre les deux limites qui répondent aux hypothèses I et IL 



CIIL 1879. - Passarje de la Terre devant le Soleil pour les hdbitants de Mars, 

A tous ces documents martiens nous pouvons ajouter le suivant, qui ofTre 
un intérêt d'un autre genre. 

Le jour de l'opposition de Mars en 1879, le Soleil, la Terre et Mars se sont 
trouvés si parfaitement en ligne droite que la Terre et la Lune se sont pro- 
jetées devant le disque du Soleil pour les habitants de Mars, comme Vénus et 
Mercure le font quelquefois pour nous. 

Voici, d'après les calculs de M. Marlh, les conditions dans lesquelles ce pas- 
sage s'est opéré : 







ENTREE. 


1 




SORTIE. 


12no<r. 

heure «le 

Ureenwich. 


Aiiprlo 
de 
position. 




12noy. 
lieuru de 
Oreenwich. 


Ant;Ic 

de 

position. 




1M9- 


125V 7 


Contact externe de C 


91. 40- 


225% 3 


Contact interne de C- 


1 55 


126 ,4 


9 interne de C. 


9 40 


226 .1 


•• externe de C. 


4 16 


123 ,3 


» externo de ô. 


Il 39 


225 .9 


interne de ô. 


4 37 


125 ,9 


)) interne de ô. 


12 


228 ,5 


»> externe de 6 



Le rayon apparent du Soleil, vu de Mars, était de 650", 5, celui de la Terre 
de 18", !, et celui de la Lune de 4", 9. Les angles sont comptés du point du 
disque solaire marquant la direction du pôle nord de l'orbite de Mars. 

Ce passage ne serait pas visible à Taûl nu pour des yeux analogues aux 
nôtres. Quand Vénus passe devant le Soleil pour nous, son disque mesure 
00" de diamètre; celui de la Terre ne mesure ici que36^ Mais un instrument 
d'optique grossissant très peu suflirait pour l'apercevoir. 



350 



LA PLANÈTE MARS. 



Un phénomène analogue est arrivé le 8 novembre 1800 et se reproduira en 
mai 1905 et en mai 1984. 

Les passages de Mercure et Vénus devant le Soleil pour Mars sont beau- 
coup plus fréquents," mais ils n'ont pas la môme importance : Vénus est sen 
siblement plus petite que la Terre (vue de Mars) et Mercure est plus minur- 
cule encore. 

Au mois d'avril 1886, il y a eu un passage de Mars devant le Soleil pour 
Jupiter, 



Opposition de 1881-1882. 

Pendant cette opposition, Mars est resté plus éloigné de la Terre que pen- 
dant celles de 1877 et 1879 ; mais cet éloignement a été en partie compensé 
par la déclinaison plus boréale de la planète, lui permettant de s'élever 
davantage au-dessus de notre horizon. L'hémisphère nord de Mars se pré- 
sentait mieux à notre vue, la latitude du centre du disquo étant 4- 7* en 
novembre 1881 et le pôle nord étant à l'intérieur du disque, à 7** du bord. 
Mais cette inclinaison diminua assez vite, car, au commencement de dé- 
cembre, elle descendit à 5® et, à la fin de ce mois, le pôle nord cessa de nou- 
veau d'être visible, l'équateur occupant le centre du disque au moment do 
l'opposition. En janvier et février, la planète se présentait à peu près de 
face, et l'on voyait semblablement les deux pôles. 



DATE DE l'opposition : 26 DÉCEMBRE. 

Présentation de la planète : 

Le pôle austral est encore incliné vers la Terre, mais lo pôle boréal arrive. 
A la date du G janvier, le plan de l'équateur de Mars passe par la Terre. 

Lntitudc Diamètre Phase 

<lu centre. apparent. (zone manquant). 

22 octobre 1881 i- 6%7 10",7 r,2 

26 décembre ( 0pp. ' h l ,5 15 ,5 ,0 

6 janvier 1882 0,0 lî .9 0,1 

!•' févrior -^2,0 12,0 0,6 

27 » ,0 9 ,4 ,8 

21 mars -r 3 ,4 7 ,7 1 ,2 

Calendrier de Mars. 

Hémisphère austral Hémisphère boréal 

ou supérieur. * ou inférieur. 

V' juillet 1881 Solstice d'été. Solstice d'hiver. 

8 décembre 1881 — Équinoxe d'automne. Équinoxc de printemps. 
25 juin 1882 Solstice d'Iiivcr. Solstice d'été. 



WEBB — LA PLANETE MARS. 

CIV. 1881. — Webb. Lu planète Mars \'). 

Cet observateur soigneux et écrivain distingué, avec lequel nous avons 
déjà fait connaissance (1856, p, 130; 1873, p. 3'22), el que la Science a eu la 
douleur de pei-dre il y a quelques années, a consacre un chapitre de son 
excellent Traité à la planète dont nous écrivons l'histoire. Ce chapitre est 
illustré de la carie de Durton ox Dreyer, piililif-e plus haut (1879, p. 317). 
U remarque entre autres l'analogie de ce monde voisin avec celui que nous 
habitons el le considère, sans une trop grande témérité, comme habitable 
par la race humaine. Pour lui, les taches sombres sont teintées d'un gris 
bleu et rcprésenlent des mers, les régions claires et jaunâtres représentent 
des contineols. La proportion de terres étant relativement plus jjrande que 
sur notre globe, •< l'aire habitable peut être beaucoup plus étendue que 
le diamètre ne lo ferait supposer «. Les mers paraissent en communication 
les unes avec les autres par d'Étroits canaux, dont l'observation pourtant est 
si difficile que l'on ne peut encore rien affirmer de certain à leur égard, 
Peut-être sonl-ce seulement les bords de régions faiblement teintées. Les 
cartes de Mars ne doivent être considérées que comme appro.ximativeg et 
provisoires. Les neiges polaires sont très éclatantes et varient avec les sai- 
sons. Parmi les observations curieuses, Webb en cite une de Ward, du 
22 décembre 1873, dans laquelle le lac circulaire (mer Terby) se mon- 
trait aussi noir et aussi nettement défiai quel'ombre des satellites de Jupiter, 
quoique la définition générale de la planète fût, à cette heurc-lA, très mau- 
vaise. Quant aux variations de Ions foncés ou clairs observés, l'auteur pense 
que les nuages vus de l'extérieur doivent toujours rétléchir une lumière 
plus vive que les terres ou les eaux. C'est lA une question fort importante el 
assez épineuse pour l'explication des variations observées. U semble bien, 
sans doute, que des nuages vus d'en haut, éclairés par le Soleil, doivent 
toujours paraître blancs, et nous les avons toujours vus ainsi en ballon. 
Cependant, ne pourrait-on imaginer des brouillards composés de particules 
sombres? La fumée de certains charbons de terre ne donnc-t-elle pas nais- 
sance à des (locons gris, parfois presque noirs? 

CV. lftt*l-82. — ScHiAPAHELLi. Oliservatioiis fl daiins. 



L'habile astronome de Milan a continué pendant cette opposition la série 
de ses étonnantes découvertes, et cette fois il passa de merveille en mer- 
veille, comme nous allons le voir. 

(') Celestiai abjects for common télescopes. Fourth édition. Lomlon, 1881. 



352 LA PLANÈTE MARS. 

L'ensemble de ses observations de celte époque ne fut publié qu'en 188(), 
dans un troisième mémoire, faisant suite aux deux premiers analysés plus 
haut. Mais, dès le milieu de l'année 1882, il fit connaître, par l'Académie ro- 
maine des Lincei, le fait le plus curieux de cette nouvelle série : le dédou- 
blement des canaux de Mars. 

Voici ce premier résumé, tel que nous nous sommes empressé de le pu- 
blier nous-méme (*) sous la signature de l'illustre astronome, d'après l'envoi 
qu'il avait bien voulu nous adresser. 

Rappelons que la date de cette opposition était le 26 décembre. 

a La dernière opposition de Mars a pu être observée à Milan en d'excel- 
lentes conditions météorologiques. Octobre et novembre ont été peu favo- 
risés, mais nous avons eu, du 26 décembre 1881 au 13 février 1882, cin- 
quante jours particulièrement beaux. Les hautes pressions atmosphériques 
qui ont dominé à cette époque ont produit une série de belles journées, 
calmes et sereines, extrêmement favorables pour les observations. Pendant 
seize jours on a pu utiliser toute la puissance de notre excellent équato- 
rial ('), et pendant quatorze autres jours l'atmosphère n'a laissé que fort 
peu à désirer. Aussi, quoique le diamètre apparent de la planète n'ait pas 
atteint 16*' , tandis qu'il avait dépassé 19" en 1879 et 25" en 1877, il à été 
possible, dans cette troisième période d'opposition observée par moi, d'ob- 
tenir sur la nature physique de ce monde un ensemble de renseignements 
qui surpassent, par leur nouveauté et leur intérêt, tout ce que j'avais ob- 
tenu précédemment. 

» La série des mers intérieures comprises entre la zone claire équaloriale 
et la mer australe s'est montrée mieux dessinée qu'en 1879. Dans la mer 
Cimmérienne, on voyait une espèce d'île ou de traînée lumineuse qui la 
partageait dans sa longueur, ce qui lui donnait de l'analogie avec l'aspect 
de la mer Erythrée. La mer Ghronienne a subi des modifications très nota- 
bles depuis 1879. Plus surprenante encore est la variation d'aspect présentée 
par la grande Syrte qui a envahi la Libye et s'est étendue, en forme de ru- 
ban noir et large, jusqu'à 60** de latitude boréale. Le Népenthès et le lac 
Mœris ont augmenté de largeur et d'obscurité, tandis qu'il restait à peine 
quelques vestiges du marais Coloé, si visible sur la carte de 1879. Ainsi, 
des centaines de milliers de kilomètres carrés de surface sont devenus 
sombres, de clairs qu'ils étaient, et, à l'inverse, un grand nombre de régions 

(') L'Astronomie, Uovue mensuelle d'Astronomie populaire, P" année, 1882, août, 
p. 120. 

(') Objectif (le Meriz. de Munich, de 0*,218 de diamètre et do 3"", 25 de longueur fu- 
xîale; oculaires grossissant 322 fois et 4G8 fois. 



1881-8? SCHIAPARELLL - OBSERVATIONS ET DESSINS. 



353 



foncées sont devenues claires. De telles métamorphoses prouvent que lu 
cause de ces taches foncées est un agent mobile et variable à la surface de 
la planète, soit de l'eau ou un autre liquide, soit de la vëgëtatton, qui se 
propagerait d'un point ;'i un autre. 

B Mais ce ne sont pas encore lA les observations les plus intéreasanles. Il y 
a sur cette planète, traversant les continents, de grandes lignes sombres 
auxquelles on peut donner le nom de canaux, quoique nous ne sachions pas 
encore ce que c'est. Divers astronomes en ont d^jà signalé plusieurs, no- 
laminenL Dawcs en 1864. Pendant les trois dernières oppositions, j'en ai fait 
une étude spéciale, et j'en ai reconnu un nombre considérable qu'on ne 
peut pas estimer à moins do soixante. Ces lifi:nes courent entre l'une et 
l'autre des taches sombres que nous considérons comme des mers, et for- 
mont sur les régions claires ou continentales un réseau bien déûni. Leur 
disposition paraît invariable et permanente, au moins d'après ce que j'en 
puis juger par une observation de quatre années et demie; toutefois leur 
aspect fel leur degré de visibilité ne sont pas toujours les mêmes el dépen- 
dent de circonstances que l'état actuel de nos connaissances ne permet pas 
encore de discuter avec cerlitude. On en a vu en 1879 un grand nombre qui 
n'étaient pas visibles en 1877, et en 1882 on a retrouvé tous ceux qu'on avait 
déjà vus, pendant les oppositions précédentes, accompagnés de nouveaux. 
Quelquefois ces canaux se présentent sous la forme de lignes ombrées el 
vagues, taudis qu'en d'autres occasions ils sont nets et précis comme un 
trait fait à la plume. En général, ils sont tracés sur la sphère comme des lignes 
de grands cercles : quelques-uns montrent une courbure latérale sensible. 
Ils so croisent les uns les autres, obliquement ou à angle droit, ils oui bien 
2° de largeur, ou 120 kilomètres, et plusieurs s'étendent sur une longueur 
de 80° ou 4800 kilomètres. Leur nuance est â peu près la môme que celle des 
mers, ordinairement un peu plus claire. Chaque canal se termine k ses 
deux extrémités dans une mer ou dans un autre canal : il n'y a pas un seul 
exemple d'une extrémité s'arrêtant au milieu de la terre ferme. 

» Ce n'est pas tout. En certaines saisons, ces canaux se dédoublent, ou. 
pour mieux dire, se doublent. 

i> Ce phénomène paraît arriver à une époque délerminêe et se produire à 
peu près simultanément sur toute l'étendue des continents de la planète, 
.■Vucun indice ne s'en est signalé en 1877, pendant les semaines qui ont pré- 
cédé et suivi le solstice austral de ce monde. Un seul cas isolé s'est présenté 
en 1879 : le 26 décembre de cette année (un peu avant l'équiDoie do prin- 
temps, qui est arrivé pour Mars le 21 janvier 18801, j'ai remarqué le dédou- 
I blement du Nil, entre le lac de la Lune et le golfe Céraunlquc. Ces deux 

Ë traits réguliers égaux et parallèles me causèrent, je l'avoue, une profonde 

I FLUU|AH|0.^. — Mais. ii 



354 LA PLANÈTE MARS. 

surprise, d'autant plus grande que, quelques jours auparavant, le 23 et le 
24 décembre, j'avais observé avec soin cette même région sans rien décou- 
vrir de pareil. J'attendis avec curiosité le retour de la planète en 1881 pour 
savoir si quelque phénomène analogue se présenterait dans le même endroit, 
et je vis reparaître le même fait le 11 janvier 1882, un mois après l'équi- 
noxe de printemps de la planète (qui avait eu lieu le 8 décembre 1881 : le 
dédoublement était encore évident à la fin de février. A cette même date du 
11 janvier, un autre dédoublement s'était déjà produit : celui de la section 
moyenne du canal des Gyclopes, à côté de TElysium. 

)) Plus grand encore fut mon étonnement lorsque, le 19 janvier, je vis le 
canal de la Jamuna, qui se trouvait alors au centre du disque, formé très 
correctement par deux lignes droites parallèles, traversant l'espace qui sé- 
pare le lac Niliaque du golfe de TAurore. Tout d'abord je crus à une illusion 
causée par la fatigue de l'œil et à une sorte de strabisme d'un nouveau 
genre ; mais il fallut bien se rendre à l'évidence. A partir du 19 janvier, je 
ne fis que passer de surprise en surprise; successivement l'Oronté, l'Eu- 
phrate, le Phison, le Gange et la plupart des autres canaux se montrèrent 
très nettement et incontestablement dédoublés. 11 n'y a pas moins de vingt 
exemples de dédoublement, dont dix-sept ont été observés dans l'espace d'un 
mois, du 19 janvier au 19 février. 

» En certains cas, il a été possible d'observer quelques symptômes précur- 
seurs qui ne manquent pas d'intérêt. Ainsi, le 13 janvier, une ombre légère 
et mal définie s'étendit le long du Gange ; le 18 et le 19, on ne distinguait 
plus là qu'une série de taches blanches; le 20, cette ombre était encore 
indécise, mais le 21 le dédoublement était parfaitement net, tel que je l'ob- 
servai jusqu'au 23 février. Le dédoublement de l'Euphrate, du canal des 
Titans et du Pyriphlégéton commença également sous une forme indécise 
et nébuleuse. 

» Ces dédoublements ne sont pas un effet d'optique dépendant de l'ac- 
croissement du pouvoir visuel, comme il arrive dans l'observation des 
étoiles doubles, et ce n'est pas non plus le canal lui-même qui se partage 
en deux longitudinalement. Voici ce qui se présente : A droite ou à gauche 
d'une ligne préexistante, sans que rien ne soit changé dans le cours et la 
position de cette ligne, on voit se produire une autre ligne égale et parallèle 
à la première, à une distance variant généralement de 6** à 12°, c'est-à-dire 
de 350 à 700 kilomètres ; il parait même s'en produire de plus proches, mais 
le télescope n'est pas assez puissant pour permettre de les distinguer avec 
certitude. Leur teinte parait être celle d'un brun roux assez foncé. Le paral- 
lélisme est quelquefois d'une exactitude rigoureuse. Il n'y a rien d'analogue 
dans la géographie terrestre» Tout porte à croire que c'est là une organisation 



J 


1 


i 



si 



^ 



356 LA PLANÈTE MARS. 

spéciale à la planète Mars, probablement rattachée au cours de ses saisons. 

» Voilà les faits observés. L'éloignement de la planète et le mauvais temps 
empêchèrent de continuer les observations. Il est difficile de se former une 
opinion précise sur la constitution intrinsèque de cette géographie, assuré- 
ment fort dijflférente de celle de notre monde. Si le phénomène est réellement 
lié aux saisons de Mars, il est possible qu'il se reproduise pendant le pro- 
chain retour de la planète. Le 1" janvier 1884, la position de Mars à l'égard 
de ses saisons sera la même que celle du 13 février 1882, et le diamètre ap- 
parent sera de 13*^. Tout instrument capable de faire voir sur un fond clair 
une ligne noire de 0^,2 de largeur et de séparer Tune de l'autre deux lignes 
comme celle-là, écartées de 0'',5, pourra être employé à ces observations. 

a Dans l'état actuel des choses, il serait prématuré d'émettre des conjec- 
tures sur la nature de ces canaux. Quant à leur existence, je n'ai pas besoin 
de déclarer que j'ai pris toutes les précautions commandées pour éviter 
tout soupçon d'illusion : je suis absolument sûr de ce que j'ai observé. » 

Ainsi s'exprimait l'habile astronome dans son premier article sur ces 
étranges observations. 11 suffit, d'ailleurs, de regarder la carte qui accom- 
pagne cet article (fig. 195) pour être absolument étonné de pareilles décou- 
vertes et en croire à peine ses yeux. On s'explique aisément le scepticisme 
général qui les accueillit. Nous les examinerons avec soin ; mais nous de- 
vons tout de suite exposer dans tous ses détails les observations complètes 
de M. Schiaparelli, d'après son troisième mémoire [*), 

Ces observations s'étendirent sur un espace de six mois, du 26 octobre 1881 
au 29 avril 1882. « On a retrouvé tous les canaux vus en 1877, entre autres 
rHiddekel, resté douteux en 1879, et la Fontaine de Jeunesse, invisible en 
1879. Des causes, probablement en rapport avec le Soleil, mirent à nu une 
grande quantité de particularités nouvelles. La couleur rouge clair mclée 
de blanc qui occupait, en 1877, toute la zone équatoriale au nord du grand 
Diaphragme et, en 1879, s'étendait encore considérablement, disparut presque 
entièrement en janvier et février 1882. On commença à distinguer, dans ce 
voile lumineux, des ombres indistinctes entourées de taches informes, de 
couleur orangée ; ces ombres devinrent graduellement plus sombres et mieux 
définies et ne tardèrent pas à se transformer en groupes de lignes plus ou 
moins noires. En même temps, la coloration orangée s'étendit et finit par 
prendre, à part quelques exceptions, toute la zone dite continentale. La vaste 
étendue nommée océan et golfe Alcyonien qui, en 1879, paraissait grise et 
indéterminée et qui semblait plutôt de caractère maritime, se résolut en 

(') Osservazioni aelronomiche c fisiche, etc. Memoria terza (Reale Accademia de 
Lincei» Roma, 1886). 



1880-82 SCHIAPARKLLI. - OBSEUVATIONS ET DBSSIN'S. 357 

toulfes très compliquées de petites lignes. Alors alla en se dévoilant le fait 
curieux et inattendu de la géniination des canaux, lequel probableinent con- 
duira à modifier considérablement les opinions courantes sur la constitution 
physique de la planète. » 

L'auteur reprit la détermination de la direction de l'axe de rotation, et 
trouva des résultats qui confirment absolument ceux que nous avonc exposés 
plus haut, d'après les mesures de 1877 et 1879. 

Pendant celte opposition de 1881-1882, 162 esquisses partielles ont été 
prises, et 15 dessins d'ensemble du disque. Il est bien préférable, lorsque 
la vision est excellente, de ne pas perdre son temps à faire des dessins d'en- 
semble. 

La carte que l'on trouvera plus loin {pg. li)5, p. 361)a été publiée dans le 
mémoire de M, Schiaparelli, que nous analysons ici, et construite, pour la 
partie australe et jusqu'au ^O' degré de latitude nord, d'après les observa- 
tions de 1877 et 1879, et pour la partie boréale, d'après celles de 1881, 1884 
et 188G, qui permirent de compléter l'examen total du globe martien. 

Lorsqu'il s'est agi de construire la carte de Mars pendant celte opposition, 
une grande difficulté s'est présentée, par le changement singulier qui com- 
mença à se produire dans l'aspect de la planète vers le milieu de janvier. 
spécialement par suite du dédoublement des canaux. Pour éviter de con- 
fondre ensemble en une seule représentation des choses qui appartiennent 
probablement à des conditions physiques difTérentes, il eût élé nécessaire 
de séparer toute la série des observations en deux périodes et de dresser 
une carie pour chacune. Mais, pour la première période, les observations 
étaient insuffisantes. Les géminalions appartiennent toutes à la seconde pé- 
riode, mais peut-Otre certains aspects remontaient-ils déjà à la première. 
L'auteur a construit la carte ci-après sur l'ensemble des observations de celte 
opposition, sans distinction de temps, et lui a adjoint une autre carte, que 
nous retrouverons plus loin (à la seconde Partie de cel Ouvrage), représen- 
tant l'hémisphère boréal. La carte publiée plus haut (p. 355) u'était que 
provisoire. 

Les lecteurs de ce livre ont déjà remarqué sur la première de ces cartes, 
et remarqueront aussi sur la seconde l'exlrémité inférieure de la mer du 
Sablier, qui se contourne en forme de serpent. L'astronome italien ayant 
donné le nom de Grande Syrie à celte mer, el celui de Nil au fleuve qui s'y 
rallache, a donné le nom de Nilosyrtis h cette extrémité si singulièrement 
élargie el assombrie, et le nomdeBoreosyrlis à la continuation de ce serpent. 
Le Nilosyrtis ressemble à la queue du Scorpion des dessins de Secchi en 
1858 |p. 1401 Comparer aussi un dessin de Dawes en 1864 (p. 187). un de 
nous-méme en 1873 (p. "214). et ceux de Gveen la même année (p. 219). Mais 




358 LA PLANÈTE MARS. 

le Boreosyrtis nous paraît bien incertain ou signale des variations plus con- 
sidérables encore que toutes les précédentes. 

L'auteur a ajouté semblablement de nouveaux noms pour les configura- 
tions nouvellement dessinées. 

Nos lecteurs saventque,de toutes les régions de la planète. Tune des plus 
claires est le continent Béer de notre carte (p. 69), gui s'étend à la droite de 
la mer du Sablier. C'est, en général, une région brillante et uniforme. Pen- 
dant l'opposition de 1881-1882, M. Schiaparelli a fait là des observations fort 
curieuses. 

Au commencement (9-14 novembre), on ne trouva là aucune différence 
notable avec ce qui avait été vu en 1879. Les mômes canaux s'y voyaient, 
non tous également distincts, et Tunique différence importante fut l'appa- 
rition du lac Isménius, que Ton commença à voir le 12 novembre sous la 
forme d'une tache, au point où TEuphrate vient couper le cours du Proto- 
nilus. Dans la seconde période des observations ( 14-29 décembre), un voile 
de nature inconnue parut s'être retiré de cette région ; le Protonilus, qui 
d'abord avait l'aspect d'une ligne unique, se montra séparé en deux cours 
parallèles, portant chacun son lac Isménius. Dans la troisième période d'ob- 
servations ( 17 janvier- 4 février), TOronte, l'Euphrate, le Phison, le Tipho- 
nius apparurent tous géminés, l'IIiddekel, invisible en 1879, reparut, et 
rOxus proloiigea son cours au delà du Gehon jusqu'au Deuteronilus {voir la 
carte, p. 361). Ainsi voilà une tache, le lac Isménius, qui se montrait bien 
nette et unique les 12, 13 et 14 novembre, sans que personne pût y soup- 
çonner aucun indice de séparation, et, le 23 décembre, on voyait là deux 
lacs égaux, qui s'allongèrent dans le sens des latitudes pour aboutir les 
28 et 29 décembre aux aspects dessinés sur la carte. Il en était encore de 
même le 22 janvier. 

L'Oronte a été l'un des canaux les plus évidents. Il se dédoubla le 18 jan- 
vier. L'Euphrate et le Phison restèrent également nets, simples et évidents 
jusqu'au 18 janvier. Le 19, ils parurent élargis et indécis. Le 20, observation 
empêchée par des nuages. Le 21, tous deux étaient doubles, et dans une ad- 
mirable netteté. Leur couleur n'était pas celle des mers, mais une sorte de 
brun rougeâtre « una specie di bruno rossegiante ». Ces canaux n'avaient 
pas changé de place, mais il s'était formé, non loin d'eux, une ligne secon- 
daire absolument parallèle. 

L'Indus s'est montré très large pendant toute cette opposition, la moitié 
environ de la largeur de Nilosyrtis. (C'est la baie Burton de notre carte : même 
lirgeur.) 

Le lac Niliacus s'est montré séparé de la mer Acidalium par un isthme 
jaune que l'observateur a nommé Pont d'Achille. Les contours de ces deux 



1881-82 



CHIAPAHELI.I, - OBSERVATIONS ET DESSINS. 



taches ne sont pas entièrement terminés, excepté au pont d'Achille, Ce lac 
Nîliacus n'est pas noir, mais d'un brun jaunâtre. 

On reconnaît cette tache (lac Nilîacus et mer Acidaliurn) sur les dessins 
de Rnobel en 1873, et Bœddickeren 1881-188-3. 

En obsen'ant le Gange, on constata maintes fois à. sa droite la présence 
d'un point noir, qui n'était autre que la Fontaine de Jeunesse. Ce point sl' 
rattachait au Gange par un fil. Puis un dédoublement du Gange passa à tra- 
vers, du golfe de l'Aurore au lac delà Lune. ( Voy. la carte, p. 361.) 

Au lac de !a Lune, qui paraissait simplement formé par l'intersection des 
lignes qui s'y croisent, le Nil se montra dédoublé à partir du 12 janvier, et, 
très neltoment b. partir du 19, comme des lils gris h travers des champs do 
neige. Il en fut de môme le 18 février. Cette géraination du Ni! avait déjà 
été observée, comme cas unique, en 1879, le 26 décembre, un mois avant 
l'équinoxe, qui arriva le 31 janvier suivant. En 1881, le phénomène ne com- 
mença à se pi'ésenter, d'une manière indécise et confuse, que le 1 i janvier. 
un mois après l'équinoxe, arrivé le 8 décembre. Si donc le phénomène est 
lié à la révolution annuelle de Mars, ce n'est pas par un lien étroit el rigou- 
reui, mais plutôt par une relation analogue à celle des saisons terrestres, 
où l'on observe des irrégularités plus ou moins étendues. 

Au-dessus du lac du Soleil, la Thaumasia est d'une couleur jaune brun, 
rsssemblant entre autres a celle de la Libye, ton tout dilTérenl du jaune clair 
et presque blanc d'Ophir et de Tharsis. 

Le lac du Soleil n'était plus rond, comme en 1877, ni pointu, comme en 
1879, mais ovale, comme on le voit sur la carte. Ces variations de forme sont 
irrécusables. L'observateur a cherché, sans succès, à retrouver la forme qua- 
drilatère ou rhumboïdatc dessinée par Lohse et Burton {voy. p. 318 et 319). 
Très foncé, et plus noir au bord du disque qu'au centre, 

L'Araxe a présenté la forme rectiligne de 1879, et non la courbe sinueuse 
de 1877. 

Le Ceraunius, avec l'Isis et le Phase, occupent bien la place de la passe 
de Bessel de la carie de Proctor. 

L'île neigeuse de Dawes [Dawes'Snow Island) ou Argyre, a toujours paru 
Irés blanche, comme en 1877. 

Le détroit d'Herschel a été revu sous la forme serpentine dessinée par 
Kaiser en 1862, les 31 octobre et tO décembre (p. 174). 

La terre d'Ogygès, dont on n'avait ini, en 1879, que de légers indices, a 
été observée plusieurs fois en 1882, mais beaucoup plus blanche el plus 
brillante au bord du disque que dans l'intérieur. — Nuages ? 

Dans la mer Erythrée, on a remarqué certaines régions foncées, mais non 
pas noires, telles que les terres de Deucalion. de Pyrrha. de Protêe. mon- 



360 LA PLANÈTE MARS. 

trant avec évidence quïl existe sur Mars des régions de transition, entre les 
obscures et les claires. 

Le canal des Titans a fait Tobjet d'observations très perplexes et plus ex« 
traordinaires encore que les précédentes. On le voit le long du 170° méridien : 
cette ligne a été visible jusqu'au 9 janvier. Du 10 janvier au 10 février, on 
voyait à côté une second canal, partant aussi, en haut, du golfe des Titans, 
mais se dirigeant vers l'extrémité droite de la Propontide. Dans une troi- 
sième période, les 12 et 13 février, ce second canal avait disparu et Ton 
voyait une autre ligne, cette fois parallèle à la première. Quelle part faut-il 
faire à Tillusion ? 
La a neige olympique » de 1879 n'a pu ôtre retrouvée. 
Sur sa carte de 1879, M. Schiaparelli avait donné le nom de mer Polaire 
boréale (comme on le voit aussi sur notre carte, p. 69) à une longue tache 
grise qui semble en effet entourer le pôle nord. Pendant ses observations de 
1881-82, il se convainquit qu'il n'y a pas là une étendue assez vaste pour 
être comparée à la* mer Polaire australe, mais plutôt plusieurs mers ou lacs, 
tels que la mer Acidalium, la Propontide, lo détroit d'Anian, le Tanaïs, 
l'Alcyon, ne formant pas un ensemble continu et laissant probablement une 
terre libre au pôle boréal. 

La mer Maraldiou mer Cimmérienne a été vue avec sa forme habituelle, et 
très foncée sur ses bords. Mais, dans sa région médiane, elle était si claire que 
l'observateur» considère cette région comme une longue île, ressemblant à 
une queue de comète, étroite et brillante à droite, large et moins claire en 
s'étendant vers la gauche. 

Les deux îles de Thulé ont montré des taches blanches aussi brillantes que 
les neiges polaires, moins grandes que ces îles, et qui ont changé de place. 
A droite de l'Elysée, on voit un canal courbe, double aussi, THyblaeus. 
C'est un cas à peu près unique, sur la planète, d'une gémination curviligne. 
Comme nous l'avons déjà remarqué plus haut, la partie inférieure de la 
mer du Sablier, nommée Nilosyrtis, a été vue pendant cette opposition, élar- 
gie et assombrie, atteignant presque la largeur de la mer Tyrrhénienne, ce 
qui n'existait pas en 1879. Cet élargissement avait déjà été observé par Sec- 
chi en 1858, Burton en 1871, 1873, et Green en 1873. Il y a là aussi des varia- 
tions certaines. 

Nous pouvons appliquer la même conclusion à la région voisine nommée 
Boreosyrtis. 

La Libye présenta une coloration rouge foncé, et sa surface rappelait l'as- 
pect d'un tissu pelucheux, velu, ou, si Ton veut, donnait l'impression d'être 
parsemée de petits pores. 
La « neige atlantique » a été visible pendant toute cette opposition. De plus, 



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362 LA PLANÈTE MARS. 

la région d*Isis a montré d^autres taches blanches, surtout au promontoire 
qui forme un angle entre la mer du Sablier et le Népenthès. Le marais Coloë 
n'a plus été revu. 

En résumé, ce qu'il y a de plus curieux dans les découvertes faites pendant 
cette période, outre les variations de tons et d'étendue signalées, ce sont 
évidemment les dédoublements de canaux qui doivent le plus frapper notre 
attention. Il n'y en a pas moins de trente, sûrement constatés. Plusieurs se 
sont opérés sous les yeux mômes de l'observateur, et l'opération s'est souvent 
accomplie en vingt-quatre heures. Si Ton réfléchit qu'il s'agit là de lignes 
larges de cent kilomètres environ et longues de mille et davantage, la rapi- 
dité avec laquelle le phénomène se produit mérite la plus sérieuse attention. 

Il ne s'agit pas ici d'un effet optique analogue au dédoublement d'une 
étoile obtenu par le grossissement d'un oculaire, ni de la séparation d'une 
ligne simple en deux autres, mais de Vaddition d'une ligne nouvelle à côté 
d'une autre antérieure, et parallèlement, à la distance de 4** à 12**, c'est-à-dire 
de 240 à 700 kilomètres. 

Aux intersections de ces lignes doubles qui se croisent dans tous les sens, 
on remarque un accroissement dans la teinte de ces lignes. On croit voir 
comme un réseau géométrique de lignes parfaitement régulières, faites à la 
règle, au compas et à l'encre de Chine. 

Cette régularité, ainsi que le caractère transitoire et probablement pério- 
dique de ces étranges formations, ne permettent pas de les assimiler aux 
formations de caractère géographique, par exemple aux taches qui ont reçu 
le nom de mers, de lacs, de continents ou d'îles. Il semble aussi que les gé- 
minations ont pour résultat de régulariser, d'uniformiser la ligne anté- 
rieure. Ainsi, l'Euphrate, vu simple en 1879, avait quelques irrégularités ou 
ondulations; dédoublé en 1882, il était parfaitement nettoyé et régularisé. 
La Jamuna, en 1879, n'avait pas une largeur uniforme, mais elle l'acquit 
en 1882, après la gémination. L'Hephestus formait avant son dédoublement 
une tache allongée irrégulière, mais ensuite deux traits parfaitement 
uniformes. 

La gémination s'annonce en général par un état nébuleux du canal. Il 
semblerait que celui-ci devînt une nébulosité avant de donner naissance au 
phénomène et de se partager en deux. C'est comme des soldats disséminés 
qui, insensiblement, s'aligneraient sur deux colonnes. 

Ce sont donc là des formations variables, déterminées par des causes 
locales et susceptibles de se reproduire périodiquement sous les mêmes 
aspects. En combinant les dates d'observations, on trouve que le phénomène 
correspond à certaines saisons de Mars, qu'il commence à se manifester 
vers l'équinoxe de printemps de l'hémisphère boréal (arrivé le 8 dé- 



1881-82 SCHIAPARELLI. — OBSERVATIONS ET DESSINS. 363 

cemlire 1881 ), et s'effectue surtout dans le second mois après cet éfiuinoxe. 
qu'après avoir duré plusieurs semaines ou mSme quelques mois, il disparaît, 
de sorte qu'il n'en reste aucune trace à l'ôpuque du solstice boréal. Ces gé- 
minations occupent donc toute la saison que nous appelons printemps do 
l'hémisphère boréal. Existe-l-it quelque chose d'analogue on automne? C'est 
ce que les observations qui pri^cêdent ne permettent pas de décider. 

On peut remarquer que, sur la planète entière, il y a une grande ten- 
dance au dualisme et i la symétrie. Des lacs sont séparés en deux par un 
isthme; le détroit d'Herschel a été vu longitudinalement blanchi dans sa 
région médiane, ainsi que la mer Maratdi; la mer du Salilier a son pendant 
il la baie Burton, la baie du Méridien est double, etc.. etc. 

Quant à l'explication... I! n'y a rien d'analogue sur la Terre. 

Après la publication de ces trois cartes de M. Schiaparelli \fig. 174, 185 
et 195), la revue astronomique anglaise The Obseraatory, dirigée par 
MM. Ghristie et Maunder, publia un article spécial sur ces travaux ['lidont la 
conclusion est que, sur ces trois cartes, la seconde est plus conforme que les 
deux autres aux tracés bien connus de la planète et doit être préférée à celles 
de 1877 et 1881, et que certains canaux peuvent ^tre les limites de districts 
nuancés de demi-tons, tandis que d'autres peuvent être des illusions dues 
peut-être à l'emploi de grossissements trop forts. « Nor would it be the flrst 
time that a distluguished astronomer bas fallen intu that mistake. > 

En général, les astronomes anglais partagôi-ent le même sentiment de scep- 
ticisme â l'égard du réseau de lignes tracé par l'astronome italien sur ses 
cartes, comme on peut le voir en se reportant aussi aux autres publications 
périodiques spéciales, telles que English Meehanie, Nature, etc. 

A la séance de la Société aslronomique de Londres, du 14 avril 1882 ('). 
il y eut une discussion fort intéressante sur les observations de M, Schia- 
parelli, entre MM. Green, Maunder et Rand Capron. M. Proctor venait de 
publier, dans le Times, un article sur les « canaux » et leur dédoublement, 
article dans lequel il suggérait que les habitants de Mars doivent lître en- 
1 des travaux d'ingénieurs d'une vaste étendue, attendu que ces 
canaux sont tracés dans toutes les directions et gardent entre eux une éton- 
nante régularité de distance. « M. Green ajoutait : « Je n'ai pas l'intention 
d'introduire aucune espèce de plaisanterie dans un sujet aussi sérieux, maïs 
je crois que nous ne devons pas reconnaître ces singuliers aspects de Mars 
comme réels jusqu'à ce que d'autres observateurs les aient revus avec cer- 
titude. Les canaux qui ont été vus, il y a un certain nombre d'années, ont 
constamment changé, soit dans les dessins d'un même observateur, soil 

{■/ The Ob^eroalorij. May, I, 1882. 
Cj Iil. Ici. .May, I. 1882. 



36i I.A PLANÈTE MARS, 

dans ceux de plusieurs. Ou en trouve dans les dessiDs de Dawes, mais les 
lignes tracées par Dawes n'existent pas dans les dessins de M. SchiaparelU. 
On retrouve, au contraire, les lignes tracées par Dawes dans les dessina de I 
M. Burton. Je ne pense pas que ces tracés soient imaginaires, maiw il ma 
semble que ce ne sont pas là des choses permanentes sur la planète, o 

M. Maunder exprime, de son cùlé, l'idée que les canaux dessinés par l'ob- 
sen'ateur de Milan ne sont pas des lignes réelles. Plusieurs peuvent être 
ducs à des illusions d'optique; plusieurs paraissent ^Ire des bordures de 
districts ombrés. M. SchiaparelU parait prolonger ses lignes au delà de leur 
longueur réelle, par exemple, lorsque deus lignes sombres se dirigent l'une 
vers l'autre, il les prolonge jusqu'à ce qu'elles se rencontrent, ce qui n« 
paraît pas être réel. 

M. Green pense, comme M. Maunder, que les canaux dont il s'agit indi- 
quent tout simplement les bords de taches légèrement ombrées. 

Les astronomes anglais s'accordent à réclamer des observations nouvelles 
avant d'admettre l'existence réelle de cet étrange réseau de lignes droites 
qui s'entrecoupent dans tous les sens. 



CVl. Même opposition, 1881-1883.— Otto BcfEODicKER. Observations ei dessins [']. 
A la séance du 17 avri! 1883 de la Société royale de Dublin, lord Rosse 




communiqua les observations faites à son Observatoire de Birr Castle, par 

(') Notes on Uie phijiticat appi-'ai'cncr of the plaiiel .Wars. iftJT Caslle Observatory 
i^cienli/Jc Tramaclîons ot Ihe lioyal DiMin Society, 1882.) 



bUillDICKER. — C-E. BUHTON. 



365 



M. Ollo Bojddicker, Ces observations s'étendent du 19 novembre 1881 au 
S3 janvier 188-3, et sont accompagnées de 18 dessins. Elles ont été faites au 
grand télescope de trois pieds d'ouverture, grossissement = 216. 

En général, les taches claires ou continentales ont paru orangées, et les 
taches foncées ou maritimes ont paru bleues. 

La mer du S;ibîier " Hour-glass » a paru bordée, le long de son bord 
précédent, d'une zone claire assez brillante. 

Parmi ces dessina, nous en reproduirons deu.K [llg. lOli), remarquables 
par leurs détails et qui montrent, en même temps, combien il est facile de 
donner corps à des images transitoires et indécises. Dans le premier, du 20 
décembre, la baie du Méridien se trouve au centre : elle ressemble A unû 
feuille à l'extrémité d'un ruban, et rappelle les anciens dessina dt; 1830, On 
remarque, à sa droite, le détroit Arago H la baie Burton descendant 'a la 
merKnobel : c'est l'Indus de M. Schiaparetli. Sur le second dessin, du 26 dé- 
cembre, à 1 PSô", on voit la mer du Sablier présenter, à son e-^trémité infé- 
rieure, un étranglement et un coude certainement exagérés. 

CVII. Même opposition, 188I-I882. — C.-E. Buhton. OOservaihns et dessiiui']. 
Ces observations ont été faites en février, mars et avril 1883, à l'aide d'un 




18Si. (leasin de M. Burluu. 



télescope de 9 pouces d'ouverture, armé de grossissements de 270 et 600, cl 
présentées à la môme Société, le 17 avril 1882. L'auteur remarque d'abord 
que la neige polaire boréale a été vue constamment, et surtout en deux 

(') Nolea on thù aspect ofMar» in 1883. ( $ei«n(iA'c Tnnaaction» of the royal Du- 
blin yociely, IBSî.) 



i. 



366 LA PLANÈTE MARS. 

soirées d'excellente définition, de forme compliquée et lobée, une échancrure 
étant surtout bien visible dans le contour elliptique, vers la longitude 300°, 
comme si la matière blanche avait fondu là plus vite qu'ailleurs, sousTin- 
fluence d'un Soleil alors presque au solstice » . Nous reproduisons ici le dessin 
du 13 mdLrs{fig. 197), qui montre cette neige du pôle inférieur bilobée. Deux 
autres régions blanches sont visibles sur la planète, l'une voisine de l'extré- 
mité nord de la terre de Burckhardt, l'autre correspondant à la « neige atlan- 
tique». La mer du Sablier a paru bordée d'une zone blanche, du côté gauche, 
ou suivant, comme nous l'avons déjà signalé en d'autres circonstances. 

Dans ce dessin, on voit la mer du Sablier s'arrêter à la mer Flammarion, 
comme si la Libye, au lieu d'être envahie par la teinte grise, s'avançait, au 
contraire, dans la mer. Le 11 mars, cette blancheur était encore plus marquée. 

L'auteur croit avoir identifié plusieurs canaux de M. Schiapparelli, mais 
n'a aperçu aucun dédoublement. 

CVIII. Même opposition, 1881-82. — Niesten. Observations et dessins (*). 

L'habile astronome de l'Observatoire de Bruxelles a fait ces observations 
du 12 décembre au 1 6 mars, à l'aide du même instrument et dans les mêmes 
conditions que celles de l'opposition précédente ; elles présentent vingt 
dessins avec leur description sommaire, montrant un grand nombre de dé- 
tails. Il est bien certain, ici aussi, que l'œil de l'observateur joue un grand 
rôle dans le résultat obtenu. Considérons, par exemple, parmi ces dessins, ceux 
que nous reproduisons ici, et qui montrent presque exactement la planète 
du même côté, la mer du Sablier étant au méridien central (longitude de ce 
méridien = 303® pour la figure de gauche et 304** pour celle de droite). Le 
premier est du 31 janvier 1882, le second du 21 décembre précédent. Voici 
un extrait de la description de M. Niesten. L'auteur emploie, non sans rai- 
son satisfaisante, l'ancienne nomenclature pour les grandes taches qui sont 
certaines, et la nouvelle pour les canaux, qui paraissent si variables (-). 

(») Observations sur l'aspect physique de la planète Mars en 1881-82. Annales de 
l'Observatoire royal de HruxelleSy t. VII, 1890. 

(*) A propos de ces nomenclatures, voici ce qu'on lit dans le Rapport annuel de la So- 
ciété royale astronomique de Londres, février 1884 : 

« Il is most désirable that there should be some agreement established among astro« 
nomers onthe question. The principle adopted by M. Proctoi*, of designating the « land 
and seas » by the names of astronomers» wat provisionally a convenient one, and this 
was continued by M* Gt'een and M. Flammarion in theirmaps^ but with modifications. 
Prof. Schiaparelli has adopted the divisions of land and water, but selected his names 
from ancient geography and history, and the confusion in the nomenclature thus intro- 
duced renders the discussion of any particular région of the planet rather difficult. Jt 
is désirable that thèse différent Systems should not continue^ and that somc agrecd 
nomenclature should be gène rail y adopted. * 



1881-92 



NIBSTEN. — OBSERVATIONS ET DESSINS 



3 i janvier. — Dessin très curieux {/ig. 198, A) . Les ombres paraissent comme 
de minces lignes grisâtres qui sont dédoublées, La mer du Sablier est plus 
foncée vers l'Est. La Libye est teintée de gris, c'esl-à-dire que la mer Main 
s'étend jusqu'à la mer Flammarion. Le Tholli est très aiipareni, ainsi que le 
Protonilus et TArethusa. 

Ainsi, dans ce dessin, IcThotli, que l'on voit àgaucbedelamer du Sablier. 
serait aussi large qu'elle. Ce n'est pas probable, et l'effet a dû être produit 
par une vue imparfaite de la région, les détails se confondant en une sorte 
d'ombre grise. On est ici à la limite de la visibilité. 

Ce dessin est bien curieux par lesiièce de dédoublement longitudinal du 
détroit d'Herschel, asseï rare, mais réel. 

La figure voisine [fig. 198,111, du 21 décembre, montre une différence asseï 




sensible avec lu préciidentc. La mer du Sablier y revôt mieux sa forme clas- 
sique ; elle est sombre à l'Est, grise à l'Ouest. La mer Main se prolonge pour 
tourner vers le Nord-Ouest et commencer le Tholh. Le détroit d'Herschel 
semble finir en golfe au-dessus de la mer du Sablier. On reconnaît le Prolo- 
nilus, duquel s'élève l'Euphrale, dont la contrée contiguë à l'est est teintée 
de gris. Dans un autre dessin, du 21 décembre, on trouve aussi un aspect 
analogue: les «canaux «^emblenldes limites de régions teintées ou voilées, 
comme le pensent plusieurs observateurs anglais. 

Ces observations sont, comme on le voit, très précieuses, en ce 
qu'elles reculent aussi loin que possible les limites des choses obser- 
vables sur Mars. Elles confirment celles de Milan, sans toutefois les 
préciser, en les faisant flotter, pour ainsi dire, dans un plus grand 
vague. 



368 LA PLANÈTE MARS. 

M. N. de Konkoly a publié (*) les observations faites à son observatoire 
par M. A. de Gothard. Il y en a 36 de Jupiter et 9 de Mars, dont trois dessins 
sont reproduits : ceux des 10 novembre, 22 et 25 décembre. On n'y relève 
rien de particulier, sinon que la mer du Sablier y est représentée assez large, 
surtout à la dernière date. L'instrument est un bon réfracteur de Merz. Pas 
de détails. L'observateur a surtout remarqué que les couleurs des taches 
sont plus évidentes dans la région centrale du disque que sur le contour. Le 
cap polaire nord s'est constamment montré d'une belle couleur blanche. 

CIX. 1882. — Trouvelot. Remarques sur la planète Mars. 

Nous avons déjà signalé les observations faites par M. Trouvelot en 1873 
et nous avons commencé d'exposer les déductions formulées par lui en 1882 
dans son excellent Manuel (*). Continuons ici cet exposé avant d'arriver aux 
observations de 1884. 

Les aspects de la planète demandent à être analysés avec un soin particulière- 
ment méticuleux. 

On peut facilement prendre des nuages pour des neiges polaires. L'obser- 
vateur a remarqué que, pendant l'hiver de l'hémisphère sud, la neige polaire 
est la plupart du temps invisible, cachée par les nuages qui s'amoncellent dans 
ces régions. En 1877, pendant plus d'un mois, il prit pour le cap polaire cette 
couche de nuages, qui recouvrait au moins un cinquième de la surface totale du 
disque; il ne reconnut son erreur que lorsqu'à l'approche de l'été ces nuages 
ayant graduellement disparu laissèrent voir réellement la neige polaire, d'abord 
très vaporeuse, ensuite parfaitement nette, sous forme d'une calotte beaucoup 
plus petite que la couverture antérieure de nuages. Ces nuages ressemblent à 
des nappes de cumulus, se formant pendant l'automne et l'hiver, et se dissolvant 
au printemps. 

L'observateur croit que la glace polaire disparaît entièrement en été, et que 
cette disparition est arrivée notamment en 1877. — Cette observation n'est pas 
conforme aux autres. En réalité, il reste toujours un peu de neige, une tache 
d'environ 120 kilomètres de largeur, excentrique au pôle. 

L'auteur conclut, d'autre part, que les neiges et les glaces (quelles qu'elles 
soient d'ailleurs) fondent sur Mars à une température supérieure à celle qui 
opère la même réduction sur notre planète, car ici les neiges arctiques et an- 
tarctiques ne fondent jamais entièrement. « If the polar spots are composcd of a 
white substance melting under the rays of the Sun, as seems altogether probable, 
its melting point must be above that of terrestrial snow. » (Nous avons émis, 

(') Beobachtungen angeatell am astrophysikalischen Observatoriiim in Gyalla. 
Vierter Band, Halle, 1882. 
(») Voyez p. 224. 



DOWNING. PRITCHETT. — DEAMÊTHE DE MARS, 



360 



1665, page 199, uae pensée sensiblement difTérente. Les conditions de pression 
atmosphérique, de pesanteur, etc., étant autres, les neiges peuvent être d'une 
nature physique aulre, et Fondre à uq degré thermométrique plus bas, lequel 
serait, pour la température moyenne de Mars, le zéro de la planète, ce point zéro 
pouvant nous paraître, d'ailleurs, supérieur au nôtre, parce que les effets qui se 
produiraient & ce degré thermométrique seraient analogues à ceux qui se pro- 
duisent ici à un degré plus élevé.) 

Plusieurs des taches sombres de Mars, et spécialement celles dont les riv€s 
septentrionales forment une bande irrégulière sur les régions équatoriales, se 
montrent bordées de ce c6té par une bande blanche suivant toutes les sinuosités 
du rivage. Cette bordure blanciie est variable. Parfois elle est excessivement 
brillante, surtout en certains points, qui égalent presque la blancbeur polaire; 
parfois elle est si faible que l'on peut à peine la reconnattre, malgré la transpa- 
rence de l'atmosphère martienne et la visibilité des taches. Adoptant les vues 
exposées par M. Green i la suite de ses observations de IS77, lauteup attribue 
ces franges blanches des côtes des mers martiennes à des condensations de va- 
peurs sur les sommets de chaînes de montagnes élevées bordant ces mers, ana- 
logues aux Andes et aux montagnes Itocheuses qui bordent l'océan Pacifique. Ces 
plateaux élevés dessineraient même parfois des protubérances le long du termi- 
nateur ; le district montagneux lo plus élevé parait être situé entre GO" et TO» de 
latitude sud, vers l'extrémité occidentale de la terre de Gill, entre les longitudes 
ISO" etIOO". 

L'île de Hall , parfois couverte de neige et parfois Invisible, est sans doute très 
élevée aussi : elle parait rattachée & la cAte. 

En général, il y a peu de nuages sur Mars. Mais il y a de temps en temps des 
brumes voilant plus ou moins la transparence de son atmosphère. Une fois, peu- 

tdant huit semaines consécutives, du 12 décembre 1877 au (> février 1878, un hé- 
misphère entier est resté entièrement brumeux, l'autre restant très clair. 
En résumé, cette planète uffre les plus grandes ressemblances avec celle que 
nous habitons. 
IX 
: 



Nous retrouve rous tout à l'heure la coniiouatioii des^ oLseivatîons de 
M, Trouvelol. 



ex. 181 



■ Dow.vîNG, Pbetchett. Diamètre de J 



De 537 mesures du diamélre vertical de Mars prises au cercle méridien de 
l'Observatoire de Greenwich, de 1851 ù 1880, M. Dowoing a coaclu la va- 
leur 9", 697 pour ce diamètre [ ' j. 

Pendant les deux oppositions de 1879 80 et I881-8iî, M. Pritchett a fait à 

1 Monihlu JVodces, l. XLI, p. 43. 
FukUUARiON — Mars, li 



370 LA PLANÈTE MARS. 

lequatorial de Morrison (États-Unis) de bonnes séries de mesures de ce 
même diamètre. En voici les résultats (*) : 

niamctre Diamètro 
rquatorial. polaire. 

1879-80 0",638 9', 422 ( ^ ,, . ^ , ,. ^ 

1881-82 9,G35 o .394 1' ^ ""^'^ ^^ ^^•^'^"^^• 

Si l'on néglige l'aplatissement, on a 0^486 ±: 0",033 pour 1879 et 
9', 484 ± 0% 036 poui- 18^2. 

Cette valeur s'accorde avec celledeM. Hartvvig(9",352) et celle qucM. Dovv- 
ninga conclue des passages méridiens de Greenwich, donnée ci-dessus. 

Satellites. 

Pendant l'opposition de 1881, le professeur Pickering a trouvé pour Téclat 
de Deimos, ramené àla distance de l'opposition moyenne, la grandeur 13,13, 
celle de la planète étant prise pour — 1,29. L'éclat trouvé en 1877 et 1879 
avait été 13,57 et 13,06 (*). 

L'éclat des satellites de Mars varie dans la proportion suivante en prenant 
pour unité cet éclat au 1" octobre 1877, d'après Pauteur de la découverte : 

1877, !<"• octobre... 1,000 1881, 16 novembre. . 0,303 

1879, 21 septembre. 0,490 » 14 décembre . . 0,399 

- 18 décembre.. 0,372 1882, 13 janvier 0,330 

Ils ont été observés à Ealing, près Londres, par M. Gommon, le 21 sep- 
tembre 1877, et à Washington, par M. Hall, jusqu'en décembre suivant. 

Deimos, le satellite extérieur, a été observé pendant l'opposition de 1884, 
par M. Asaph Hall. 11 en résulte que ce satellite peut être vu pendant toutes 
les oppositions. 

D'après les observations faites par M. Pickering, en 1881, la coloration 
rouge de Mars n'est pas partagée par ses satellites, notamment par son 
satellite extérieur. 

CXI. 1883. — Marth. Rotation de Mars, 

L'habile et zélé calculateur auquel les observateurs doivent, à chaque 
opposition les éphémérides de leurs positions précises, remarque (^) que le 
chiffre du taux diurne de rotation de Mars, 350°, 8922, qu'il employait depuis 
1864 pour ses calculs, et qui est déduit de la période de Kaiser de 24'' 37'" 22% 62, 
est d'une grande précision. 

(') Aslronomische Nachrichtcn/l(}b2,- TlieObserratory, 1885^ p. \3b. — Publications 
of llie Morrison Observatory. Glascow, Missouri, t. I, ]>. 7i: 
{') Aslron. Nachr., 2437. 
{') Monthly Notices, 1883, p. 493. 



1884 



L'HÉMISPHÈRE NORD DE MARS. 



371 



On peut le corroborer par les dessins de Maraldi, de 1704, qui, malgré leur 
aspect rudimentaire, montrent cependant que la tache qui arrive au milieu 
du disque en octobre 1704, légèrement au nord du centre (voy. p. 36), est le 
Sinus Titanum (long. 170*) de M. Schiaparelli, qui revient à la même posi- 
tion apparente en 1877, 1894 et 1909. La comparaison des observations de 
Maraldi avec celles de M. Schiaparelli en novembre 1879, où la tache traver- 
sait le méridien central au sud du centre, montre que le taux de rotation 
adopté est presque correct, car de 1704 à 1879 la différence ne s'élève qu'à 
6<*,3948. Le calcul le plus précis indique pour le taux de rotation diurne 
350**, 89217 de rotation tropique, ce qui conduit pour la rotation sidérale à 

24"» 37- 22*, 626. 
Opposition de 1884. 

DATE DE L'OPPOSITION : 31 JANVIER. 




JiQum dm 
t 'automne 
M.jroirù 

Orbite de Mars pour une opposition aphéliquc. 



Présentation de la planète : Le pôle boréal est incliné vers la Terre. 



POSITIONS DE MARS. 

Latitude 

Dates. dtt centre. Diamètre. 

31 octobre 1883 -4- 16', 3 7* ,6 

31 janvier 1884 -i- 14 ,8 13 ,9 

30 avril 1884 -r 17 ,6 7 ,4 



Phase Angle 

zone manquant. Soleil-Terre. 

or ,9 39- 

.0 3 

^ 37 



372 LA PLANÈTE xMARS. 



Calendrier de Mars. 



Hémisphère aost»! Hémisphère boréal 

oasopérienr. on inférieur. 

13 mai 1884.... Solstice d'hiver. Solstice d'été. 

Cette opposition, coïncidant avec l'aphélie de Mars, est la contre-partie 
de celle de 1877, comme on en peut juger par la fig. 199, comparée à celles 
des pages 239 et 248. Le Soleil est à lun des foyers de Torbite de Mars, G est 
le centre de cette orbite, Ms le périhélie de Mars, Mn son aphélie. La planète 
présente à la Terre son hémisphère nord. 

Nous inaugurerons les observations de cette opposition par celles de 
M. Trouvelot, faites à TObservatoire de Meudon. 

CXII. 1884. — Trouvelot. Observations et dessins (*!. 

Voici l'article même publié par l'auteur et les quatre vues qui l'accom- 
pagnent. 

a L'hémisphère austral de Mars est assez bien connu des astronomes; 
il ne leur reste plus guère aujourd'hui à étudier que quelques détails de 
surface, et les variations assez nombreuses qui résultent des saisons et des 
phénomènes météorologiques martiens. Mais il n'en est pas de même de son 
hémisphère boréal, qui, en raison du plus grand éloignement de la planète 
aux époques où il s'incline vers nous, est beaucoup plus difficile à observer, 
et nous est par conséquent moins bien connu. Les observations de Mars 
faites dans la présente année offrent un intérêt particulier, surtout parce 
que cette planète vient précisément de nous présenter cet hémisphère nord 
si peu connu, dont il s'agit d'étudier la configuration. Aussi les observateurs 
se sont-ils nris à l'œuvre, et peut-on espérer que les résultats acquis par 
eux suffiront pour compléter dans son ensemble la carte générale de cette 
intéressante planète. 

X) Dès la fin de Tannée, je me mettais moi-même à l'œuvre, et bien que les 
conditions atmosphériques n'aient pas toujours été aussi favorables que je 
l'eusse désiré, cependant, comme la série de mes observations embrasse une 
période de temps assez étendue qui m'a permis de revoir à plusieurs reprises 
les différents points de la surface de ce globe voisin, je suis à peu près cer- 
tain d'en avoir reconnu toutes les taches importantes. 

» Parmi les dessins assez nombreux que j'ai obtenus durant cette opposition , 
j'en ai choisi quatre, que je reproduis ici (fiy. 200: I, 2, 3 et 4), parce qu'ils 

(») L'Astronomie, Uevuc mensuelle d'Astronomie populaire, septembre 1884. 




mi 



THOUVBLOT. — OBSERVATIONS ET DESSINS. 



ilonneiJl eosonihle, à pou de chose près, tout lo pourtour de l'htmiaphÈn! 
nord de Mare, et permelteiil ainsi de reconnattre les principales taches \i- 
Bililes sur cet liC-misphèrc. 

"Pour rendi-e ces dessins compriiheiisiblesje donnerai ici la copie textuelle 
des observations originales qui s'y rapportent, ce qui permettra au lecteur 
l'idenlificaiion des taches déjà connues. 

• Fi(j. \. 1$ mars, l^W — An .?ud-Oiiest, on voit l'extrémité est du détroit 




■( U^flscopiin, 



^^^^ Herschel II, qui se termine par U baie du Méridien. Au Sud-Est, on distingue 
I l'océan de la Hue qui s'avance jusqu'au terminaleur. La baie Burton Tarme la 

fc^^^ pointe extrême nord, qui se trouve un peu à l'ouest du méridien central. Entre le 



374 LA PLANÈTE MARS. 

massif qui vient aboutir à la baie Burton et celui qui aboutit à la baie du Mé- 
ridien, on aperçoit une étroite bande blanchâtre qui réunit le continent Béer à 
l'île Phillips. Au sud-ouest de ces grandes taches [sombres, et près du bord, on 
voit une tache blanche causée sans doute par des vapeurs. La tache polaire nord 
diminue, elle est surmontée au Sud par la mer Campani et la mer Knobel, qui pa- 
t&ît très sombre, et se détache avec vigueur de la terre Rosse, qui est cependant 
moins brillante ce soir que d'habitude. La mer Knobel se recourbe un peu à 
l'Est, vers la mer Tycho, et est séparée de cette mer par une bande blanchâtre 
assez large, mais aussi très vague. La mer Tycho forme d'abord un quadrilatère 
sombre qui, vers le haut, est surmonté d'une tache angulaire plus pâle, qui se 
trouve, séparée du quadrilatère par une bande blanchâtre. A l'Est, ce quadri- 
latère est largement séparé, par une bande blanchâtre, d'une tache grise qui 
atteint le terminateur et appartient à la mer Airy. Au Nord-Ouest, sur le bord, on 
voit l'extrémité de la mer Lassell et la terre Le Verrier. 

» Fig. 2, 15 février, 6*>45. — La mer du Sablier vient de traverser le méridien 
central. Comme toujours, elle est beaucoup plus sombre, et presque noire sur 
son bord oriental, qui est bordé d'une frange irrégulière très brillante. Vers le 
haut, la frange brillante pénètre dans Tycho, et forme le cap Banks, qui s'avance 
assez loin dans l'intérieur. La mer Flammarion, à l'Ouest, est également frangée 
de blanc, ainsi que la mer Hooke qui la surmonte. La mer Flammarion se trouve 
séparée de la mer du Sablier, à l'Est, par un isthme étroit qui, au Sud, s'élargit 
et forme un triangle blanchâtre au milieu de cette dernière mer. La baie qui 
forme la mer Main est visible, mais fort vague. Vers l'extrémité inférieure ou 
boréale de la mer du Sablier, là où elle est très étroite et, par un gonflement à 
l'Est, donne naissance au passage Nasmyth, il semblerait que cette étroite 
mer est séparée du reste par une petite bande blanche; ceci doit être causé 
par des vapeurs ou des nuages traversant le détroit, car je n'ai jamais remarqué 
cette rupture auparavant. La tache polaire nord est bordée par la mer Delambre 
qui, vers l'Ouest, s'accentue fortement, et s'élève vers le Sud, où elle se termine 
angulairement dans le voisinage de la mer Main. La terre de Laplace semble 
communiquer directement avec le grand continent Herschel I, par une langue 
étroite et blanchâtre. Entre l'extrémité sud-ouest de la mer Main et la baie 
Huggins, on voit une tache blanche assez vive. 

» Fig. 3, 27 février, 7*» 45™. — Au Sud, non loin du bord, on voit cette partie de 
la mer Maraldi qui s'étend de la terre Burckhardt jusqu'au delà de la baie Trouve- 
lot. La bordure nord de cette longue mer est frangée d'une bande lumineuse qui 
suit ses nombreuses sinuosités. Un peu à l'ouest du milieu de l'arc énorme formé 
par cette tache, on distingue très nettement le cap Noble, formant sur Maraldi 
une dentelure d'une blancheur éclatante. Non loin du centre du disque, on dis- 
tingue une tache grise ovale très singulière, à bords très diffus, qui, à l'Est et à 
l'Ouest, se rattache aux baies Huggins et Trouvelot par une étroite et vague 
bande grisâtre qui se recourbe pour remonter vers elles. Cette singulière tache 
ovale n était certainement pas visible en 1877, 1878 et 1879, alors que Mars 




OBSERVATIONS ET DESSINS. 

était plus rapproché de nous I ' i. Cotte tache ovale est encore rattachée 4 Ma- 
raldi [lar une autre bande grise étroite, qui va du Nord au Sud, et que j'ai sou- 
vent observt'c auparavant. Des bords de la tache polaire nord on voit deux taches 
angulaires qui s'avancent vers le Sud. La plus orientale ae dirige vers la tache 
ovale eu se recourbant t l'Ouest, et s'clface un peu avant de l'atteiadre. La plus 
occidentale forme une courbe très prononcée, et. revenant vers l'Est en s'efiTai^ant 
graduellement, elle s'unit à la tache ovale par une baudo à peine sensible, A 
l'ouest de cette taciie recourbée et s'avançant jusque sur le bord, ou voit uuft 
tnche blaitciie brillante. 

" Fig. 4t 2 mars, G''40»". — Au Sud. on dîstin^'uc la partie occidentale do la mer 
Maraldi, la baie Trouvelot Toruiant un angle un peuà l'est du méridien central. 
Au Sud-Ouest, tout près du bord, on distingue la grande et étroite tache qui du 
Sud descend et va se terminer sous la mer Terby. De la haie Trouvelot, on voit 
«ne vague tache grisâtre, déjà reconnue, qui va s'élargissant et se recourbant 
vers l'occident. Cette vague tache se trouve réunie à Maraldi par une étroite et 
faible bande grisâtre qui se trouve un peu à l'ouest de la baie Trouvelot. La 
taclie polaire nord est entourée au Sud par une grande tache sombre (sans doute 
la mer Oudemans), qui remonte vers le Sud, oii bientôt elle se trouve séparée 
par une étroite bande hlancb&tre, Puis, continuant au dellL, mais plus vaguo, elle 
forme une tache angulaire, à contours très diffus et difficiles ù reconnaître. A 
l'est de la mer Oudemans, près du bord, on voit la terre Fontana, qui n'csi pas 
très lumineuse. A l'ouest de cette même mer, et un peu au-dessus de la tache 
polaire, se trouve une tache blanche allongée, très facilement visible, qui est 
brillante près de la mer Oudemans, et perd de son écht à mesure qu'elle s'ap- 
proche du bord avec lequel elle se confond. L'endroit où le terminateur rencontre 
le bord sud de la planiSte est niant /'este ment déformé; car sa courbe, au lieu 
d'être ellipUque, comme elle devrait être si la surface était parfaitement sphé- 
rique en cet endroit, forme un angle obtus très prononcé, qui indique pour ce 
point une élécalion considérable de la surface. Cette partie du bord parait aussi 
plus lumineuse que les autres régions. 

u Tel est le résumé de ces observations. L'ti coup d'œil suffit pour se cod- 
vaincpe que l'hémisphère nord de Mars diffère itotaiilemeiit de son hémi- 
sphère sud, au point de vue géographique. Sur ce dernier hémisphère, les 
■taches sombres sont beaucoup plus grandes, plus nombreuses, plus vigou- 

(') Gel article a. £lé reproduit dans The Observatory, décemltre 1S84, et l'éditeur re- 
marque que celte lâche ovale est l'oci^an de Schiaparellî et que les trois canaux qui le 
rattachent .'t la mer Maraldi sont ceux des Titans, des Lsstrigons et des Cydopes, le 
tout vu eu 1377 par M. Hcbiaparelli. L'Ucfan a été remarqué la même année â Greeo- 
wich. le canal des Cyclopes en 1ST9 et en ISS'2. Le même aspect aurait été vu en 18T7 
à Potsdam et en IST!) p^r M. Burion. M. Trouvelot a répliqué à cette remarque (7/ic 
Oliservatorij, ISSj, p. 2ù) que cette tache ovale occupe bien la place du Qeuvo Ucéan. 
mais ne ressemble pas.ù ce que l'gn voit là ordinairement. Cette tache était plus fimcée 
Cl presque isolée. 




376 LA PLANÈTE MARS. 

reuses et mieux définies que celles de Thémisphère nord. Ici, il n'y a guère 
que les mers Knobel et Delambre qui se montrent avec un peu de netteté, 
tandis qu'au Sud presque toutes sont d'une netteté remarquable, particu- 
lièrement le long de leur bord boréal. En général, les taches sombres de 
l'hémisphère nord ont leurs bords si vagues et si diflfus, qu'il est difficile de 
reconnaître leur forme. 

)) D'après mes observations, il semble que certaines taches soient variables 
dans leur forme et leur couleur. Jusqu'ici nous n'avons pas de données 
suffisantes pour décider avec certitude de la cause de ces changements, 
s'ils résultent d'un effet d'illumination, ou bien s'ils sont amenés par les 
variations de saisons, par des pluies, des brouillards ou des nuages (*). 
Les observations futures permettront sans doute de résoudre ces divers 
problèmes. » 

CXllI. Même opposition, 1884. — Knobel. Observations et dessins (*). 

L'intérêt passionnant et perpétuel qui s'attache à l'observation astrono- 
mique de la planète Mars s'explique tout naturellement par l'espérance que 
nous avons d'entrer en relation de plus en plus intime avec ce monde voisin, 
de pénétrer dans sa vie et d'arriver à nous rendre compte aussi exactement 
que possible de ce qui se passe à sa surface. C'est l'hémisphère boréal de 
Mars qui est le moins bien connu, parce qu'en raison de l'inclinaison de 
Taxe, analogue à celle de la Terre, cette planète nous présente son pôle 
nord pendant les époques où elle est le plus éloignée de nous. Il est donc 
doublement important d'étudier avec soin ces régions dans ces conditions 
désavantageuses. 

Les observations de M. Knobel, notre laborieux collègue de la Société Royale 
astronomique de Londres, ont été faites pendant les mois de janvier, février 
et mars 1884, lors de l'opposition de la planète, qui, alors à son maximum 
de distance d'opposition, passait à 100 millions de kilomètres d'ici et n'offrait 
qu'un disque de 13" à 14". 

(*) Dans une Note publiée aux Comptes rendus de l'Académie des Sciences, séance 
du 31 mars 1884, l'auteur inclinait à penser que certaines taches de Mars peuvent être 
dues à de la végétation, subissant Tinfluence des saisons, o Les grands continents de 
l'hémisphère nord sont occupés par des taches grisâtres plus ou moins faibles, qui sont 
disséminées sur eux. A en juger d'après les changements que j*ai vu subir à ces taches, 
d'année en année, on pourrait croire que les taches grisâtres variables sont dues à une 
végétation martienne qui subit l'alternative des saisons. » 

Quant à la disparition de la neige polaire, l'observateur dit aussi là : « Ce n'est guère 
que trois mois après le solstice d'été de l'hémisphère sud que j'ai plusieurs fois vu dis- 
paraître complètement la tache polaire australe. » 

(') L'Astronomie, juin 1886, p. 201. ^Memoirs of the royal astronomical Society, 
1885, t. XLVIII, p. 2. 



1884 



KNOBEL. - OBSERVATIONS ET DESSINS. 



3T7 



Parmi les nombreux dessins pris par M. Knobel k l'aide d'uu télescope en 
verre argenLé de Browning, de 8 pouces et demi (0"',216), armé d'oculaires 
grossissant de 350 à 4.'>0 fois, nous avons choisi les quatre plus iniéressants 

pour les régions boréales, dont l;i connaissance laisse encore à désirer. Ces 




n 18Si. par M. Knobel. 



:i; 



dessins (yîff. 201) et aurtoulla carie construite par l'auteur (;Ï3.2Û2| complètent 
une partie des lacunes que les cai-tes de Mars laissaient encore dans ces ré- 
gions circumpolaires. 

On peut d'abord remarquer que l'hémisphère austral de la planète diffère 
géographiquement ou peut-être météorologiquement de son hémisphère 
boréal, non seulement parce iju'il est plus riche en taches sombres, ou 



378 LA PLANÈTE MARS. 

mers, mais encore en ce que ces observations n'ont pas laissé voir une 
seule fois un seul contour géographique parfaitement net, si Ton en excepte 
toutefois l'allongement nord de la mer du Sablier, longitude 200*, latitude 
30* à 40*. Tous les contours se sont montrés vagues et mal définis. Cet effet 
peut être dû à une moins grande transparence de l'atmosphère, ou bien à 
des rivages réellement moins nets, moins arrêtés, moins rudes par eux- 
mêmes. M. Knobel émet l'idée que, sans doute, dans l'hémisphère austral 
les falaises sont plus escarpées, plus profondes, et les eaux plus brusquement 
se)Tées entre les rivages, tandis que dans l'hémisphère boréal les plages sont 
plus douces, plus plates, et les rivages en pentes graduellement inclinées. Les 
observations ont été faites pendant l'été de cet hémisphère austral. C'est là, 
comme on le voit, un premier point fort intéressant pour notre connais- 
sance de la planète. 

L'auteur n'a pas réussi à reconnaître les canaux signalés par M. Schia- 
parelli; cependant les observations suivantes sont dignes de remarque. 

Le canal désigné sous le nom de mer Huggins et de Cyclopum Mare (lon- 
gitude 200* à 223* ; traversant l'équateur) a été observé à plusieurs reprises 
avec une très grande netteté. [l\ est absent de la carte de M. Green. ) Il part 
de la mer Maraldi et se dirige sur la mer Oudemans. Le dessin A [ftg. 201 ), 
fait le 29 février, à 10^, a été exécuté par une définition excellente. 

Sur ce dessin, comme sur la carte, on remarque aussi un second canal, 
qui correspond à celui des Laistrygons. 

L'espace situé à Test de ces canaux, écrit M. Knobel, s'est montré couvert 
d'une sorte de réseau réticulé très délicat ; non seulement il paraissait pommelé, 
marbré, mais les bords de ce pommelage, pour ainsi dire, semblaient être des lignes 
légères. Je n'ai pas pu distinguer les canaux droits et parallèles, ajoute-t-il; 
mais, si j'avais pu faire un dessin, le résultat n'aurait pas été très différent de 
l'aspect général des dessins de Milan, quelque chose comme une toile d'araignée. 

Cependant il est juste de remarquer que ce jour-là (29 février) il n'y avait 
rien de visible sur la terre de Fontana (200o à 238o et IS^ à 46° B.) et que peut-être 
les nuages, qui sans doute cachaient cette région, ont produit l'aspect dont il 
vient d'être question. 

Le 20 février, la terre de Burckhardt — Hespérie — ('220o à 255°; 40° à 10° A. ) 
était parfaitement visible. A la même date, le ton de la région sombre occidentale 
de la mer du Sablier, appelée mer Flammarion, ne s'est pas montré uniforme. 
La partie inférieure était certainement moins foncée que la partie supérieure. 

La baie du Méridien se trouvait sur la ligne centrale du disque le 17 fé- 
vrier; à T'^SO™. L'astronome anglais propose de prendre pour origine des 
longitudes de Mars, au lieu de ce point adopté par Becr et Madler, Proctor, 



380 LA PLANÈTE MARS. 

Schiaparelli, etc., la mer Terby, comme étant mieux détachée et d'une dé- 
termination plus sûre. Nous pensons qu'il est inutile de changer. Au temps 
de Béer et Miidler, cette baie du Méridien était la configuration la plus carac- 
téristique de toute la planète, elle ne s*est pas sensiblement modifiée à cet 
égard, et elle peut de nouveau redevenir très foncée. 

M. Knobel s'est encore attaché à l'examen du curieux prolongement de la 
mer du Sablier connu sous le nom de canal Nasmyth. Le 11 février seule- 
ment, cette extrémité a été bien visible : elle se recourbe, non d'une ma- 
nière abrupte, mais insensiblement, dans la direction de la baie Burton, 
sans s'étendre jusqu'à elle. 

L'île Phillips (Deucalionis Regio) au-dessus delà baie du Méridien, s'est 
montrée rattachée au continent le 10 et le 11 février, dans une vue si dis- 
tincte qu'il n'était pas possible d'en douter. Cependant l'auteur, le 21 octobre, 
et M. Green, en 1877, avaient bien vu cette région séparée du continent par 
une teinte grise. Variations. 

La mer Knobel (long. = 20°, lat. z::30° à 65° B.) a paru s'étendre jusqu'aux 
neiges polaires boréales. Sa configuration diffère des dessins anciens par 
l'absence de la traînée blanche vue en 1873 et de la tache blanche vue à 
l'est de son centre. L'attention la plus scrupuleuse a été portée sur cette ré- 
gion, dans le but de vérifier les observations faites en 1873 sur l'existence 
d'étroites bandes sombres croisant la terre de Le Verrier, et l'ouest de la mer 
Knobel. En aucune circonstance on n'a pu revoir ces bandes aussi nette- 
ment tracées qu'en 1873 ; cependant les dessins du 1 1 février (^^. 201 ) confir- 
ment, à n'en pas douter, ces observations anciennes. On peut remarquer 
que les dessins faits par Madler en 1839, Jacob en 1854 et Schmidt en 1873 
montrent tous des bandes étroites en cette région, ce qui nous conduit à 
modifier la carte de M. Green sur ce point. En 1884, chaque fois que la mer 
Knobel a été observée, on a' toujours vu, contigu à son côté occidental, un 
espace sombre, soit homogène, soit partagé en bandes. On n'a pas revu 
l'espace blanc désigné sous le nom de terre de Le Verrier. 

En des conditions d'observation excellentes, la mer Terby a été vue très 
distinctement les 5 et 6 février, ainsi que la petite tache sombre, au Nord, 
nommée Agathodaemon par M. Schiaparelli. A cette dernière date, à 11** 45" 
(heure de Greenwich), le centre de la mer Terby passait exactement par le 
méridien central, ce qui la placerait par 83° de longitude, au lieu de 90°. 

Ce même soir, 6 février, la mer Airy était bien distincte ; elle s'étendait 
assez loin vers le Sud. D'après les observations des 24, 29 janvier et 
8 mars, la limite occidentale de la mer Oudemans s'étend à plus de 10° à 
l'ouest du tracé de M. Green. 

L'Achéron a été aperçu, comme un large tracé gris, de 100° à 160° de Ion- 



1884 



TKRDV, - REMAUyiES 



giiude par 3?i° de lalitude nord, mais il est beaucoup plus large que sur la 
carte de M. Schiaparelli: il ne lui ressemble guère, quoique celui-ci ait 
écrit : <■ L'Acheronte è uno dci canali di Marte cho ebbei-o la sorte di esser 
veduti distintemenle da più di ud osser^alore : trovasi, infatti, disegnato con 
tulla la possibile chiareîza del signer Knobel sulla carta che accompagna le 
sue osservazioni areografiche del ISitl. » (III, 46). 

Telles sont les principales observations faites par M. Knobel. Elles con- 
firinent nos conclusions précédentes : Il s'opère des changements certains dans 
tes détails. 



CXIV. 1 



, - TEt 



y. Btmarques sur la planète Mars Cj, 



s Le fait qui m'a le plus frappé et le plus étonné, écrit l'auteur, pendant le 
cours de la discussion & laquelle j'ai soumis les dessins de Mars de Schrœter, est 
la présence, daoa les figures des Areographische Fragmente, de plusieurs 
tachée ressemblant A si/ méprendre à la mer dit Sablier. Je disais : Schrœter 
a fait soixante-treize dessins de cette planète en 1800 et 1801. et, dans ce 
nombre, nous en trouvons au moins trento-eînq, qui, à première vue, sem- 
blent représenter évidemment la mer du Sablier et l'océan de Da-wce. En y re- 
gardant de plus près, au contraire, on constate que ces trente-cinq dessins ne 
se rapportent pan tous â la même région et accusent ta présence de plusieurs 
taches donnant lieu à la même apparence. » Et plus loin : <• Comment expliquer 
la présence de ces nombreuses taches se termluaut en pointe du càté du Nord dans 
les dessins do Schrœter, taches si semblables entre elles et pourtant correspon- 
dant à des portions différentes de la surface? Elles ont souvent, comme on le 
conçoit sans peine, mis l'habile observateur lui-même dans une grande perplexité. 
Nous ferons remarquer que, dans la carte de M. Proctor. on trouve, outre la mer 
du Sablier, plusieurs autres baies et détroits dirigés vers le Nord : tels sont les 
passes de Huggins et de Bessel, et les baies de Béer et de Uawes. le détroit de 
Dawes. Mais aucune de ces régions n'ofTre des dimensions aussi notables que la 
mer du Sablier. 

» On remari|ue les rnSmes singularités dans les dessins de W. Herscfael. 

* A côté de cette explication imparfaite, la pensée m'était vernie que ces baies avaient 
pu diminuer de grandeur depuis les observations de ces deux illustres astronomes 
mais celte opinion m'avait semblé trop hasardée pour la formuler. Il était impossible 
aussi d'accorder plus de conlisnce aux dessins de W. Uerschel et do Schrœter qu'à ceux 
des observateurs modernes, exécutas s. l'aide d'instruments évidemment supérieurs. La 
question restait donc sans solution. 

oM. Schiaparelli, dès ses premières découvertes en I6TT, a fourni un élément précieux : 



les baies donc il 



s agit 



veilleuses obseAa 
. LAsIronomie, j 



prolongent toutes vers le Nord par des c 
rapprochent déjà duvaniage des objets vut 
□ns faites à MiU^ii en 1877 et on 187!) combi 



très déliés, 
par Schrœter. Le: 



:iH-! 



Lk l'LANlili; MAKS. 



l'èlariiUsemejitdQ lu mer du Sablier et des changemenlsde dÉlailsdajiBleH eonfigu rations 
supposées fixes de la pUuèle. 

H Les travauï de H. Schiaparelli en 1881-82 dl' font que confirmer toutes ces merveilles, 
et, dans sa carte do cette époque, nous trouvons VlnduB teltement développé, telle- 
menl élarat, tellement obscurci, qu'il est presque tout à fait identique à la mer du 
Sablier. Ce canal a subi un élargissement, un agrandissement manifeste depuis 1877. 
Avec cette modification étonnante coïncide le phénomène mystérieux de la fiémination 
ou d'un dédoublement spécial de presque tous les autres ciinÉiiiv. i< 

CX\'. 1684. — Otto BuEDnicKKR. Observalions et desxins. 
X rObservaloii-e de lord Rost, h Dirr CasUe, M. llœddicker a fait une série 



CrorioU de Mar«, (lar M. Kifdclicker. au gmud lùlescopa do l'IJhapnutoire de lord Koaa, 

d'esquisses, du -24 février au 2 avril. Ces esquisses, au nombre de treize, onlétô 
présentées le Ifi jiiîu à la Sgciélé royale de Dublin, et publiées dans ses Trans- 
actions ['). Réflecleur de trois pieds d'ouverture. Grossisseoients 144 et 216. 
Il est bien remarquable que ce grand télescope de l'Observatoire de lord 
Ross ait donné ai peu de détails. Nous reproduisons ici les deux meilleurs 
de ces dessins afin qu'on en puisse juger. Le premier [fii). 203) est du 
24 février, vingt et un jours après l'opposilion, et le second [/itj. ?04) est du 
22 mars. Ou reconnaît dans le premier la mer du Sablier et toute la côte du 
détroit d'Herschel, et dans le second [longitude du centre = 25°), le détroit 
.\rago et la baie Burton de notre carte, l'Indus de M. Schiaparelli, descendant 
au lac Niliacus et au Deuleronilus. Et c'est à peu près tout ce qu'il y a à 
glaner de sûr dans ces petits dessins obtenus par un habile observateur à 
l'un des plus grands télescopes, Les puissants instruments valent donc moins 
que les petits pour l'étude de Mars? Les vagues d'air chaud trop grossies effa- 
cent-elles les trop légères images '/ 

(■) l". 111. Série 11. ia85. .Sotes on tlie aspect ofthc planet MurK. elt-, 



DKNNING- — DUIiRK nE [.A ROTATION. 



CXVI. 1884.— DE>(smû. Duréede la rolalionde itars{'). 

Malgré la petitesse relative de son diamètre, et la lenteur de son mouve- 
ment de rotation, la planète Mars offre cependant des facilités remarquables 
pour la détermination de la durée de sa rotation. Il n'y a certainement 
pas d'autre planète qui se présente k nous dans des circonstances auesi fa- 
vorables sous ce rapport; les principale.^ taches de Mars se sont en effet 
montrées à de nombreuses générations successives avec les mêmes formes 
caractéristiques, tandis que les détails qu'on a pu discerner sur les autres 
planètes sont dus à des phénomènes atmosphériques temporaires, ou bien 
sont accompagnés de circonstances défavorables qui les rendent peu dis- 
tincts et empÊcheut complètement de les observer pendant une longue durée. 
De plus, on peut admettre comme certain que les détails observés sur Mars 
sont des objets permanents appartenant à la surface même de l'astre, tandis 
que les taches aperçues à l'aide du télescope sur quelques autres planètes pa- 
raissent n'ûtre que des effets produits par des changements arrivés dans 
leur atmosphère. 

La durée de la rotation de Mars a déjà été donnée avec une telle précision 
qu'il pouvait sembler superflu de rouvrir une discussion sur ce sujet; mais 
il est toujours intéressant de rechercher comment les observations récentes 
s'accordent avec les anciens résultats. La Mer iu Sablier, qui est générale- 
ment considérée comme la tache !a plus facilement visible de la planète, se 
prête admirablement à l'étude de la durée de la rotation. Dés 1869, M- Den- 
ning a observé son passage dans la partie centrale du disque de la planète h 
l'aide d'une lunette de 4 pouces ^ ; le 2 lévrier elle était centrale à 10", le 4 
h ll''etle5àll''30'u. 

Il observa la même tache au mois do février 1884 avec une lunette d'une 
ouverture de 10 pouces etd'un grossissement de 252 fois et nota qu'elle tra- 
versait la région centrale aux époques suivantes : 

Il révrier 1884 S'55- 

15 6 35 

19 9 5 

■n |] 4 

L'observateur combine son observation du 4 février 1869 avec celle du 
14 février 188-i. Cet intervalle comprend 5487 jours 18 heures 55 minutes 
= 474144900 secondes. Il faut le corriger de la différence des longitudes 
entre Mars et la Terre aux deux époques, et aussi de la phase. 

Il est inutile d'appliquer aucune correction relative à la vitesse de la lu- 
mière, parce qu'aux deux dates choisies pour la comparaison le diamètre 

i'J LMslcoilomie, t. lU. aoûl IBBl. ». îllli. 



I ■ 

t 



384 LA PLANÈTE MAKS. 

apparent de la planète était d'environ 16 secondes, de sorte que la distance 
de la planète à la Terre était à peu près la même. Toutes corrections faites, 
M. Denning trouve, pour la durée de la rotation, 

Ce nombre, qui résulte d'un intervalle comprenant 5349 rotations, pré- 
sente un accord satisfaisant avec les périodes calculées par Kaiser, Schmidt 
etProctor, d'après une série d'observations beaucoup plus longue. Voici les 
principales déterminations antérieures : 

1837 J.-H. Màdier 24''37-23s8 Aslronomische Nachrichlen, n* ZiO. 

1864 F. Kaiser 24 37 22 ,62 Astronomische Nachrichten, n* 1468. 

1866 R. Wolf 24 37 22 ,9 Astronomische Nachrichten, n» 1623. 

I 1869 R.-A. Proctor ... 24 37 22 ,735 Monthly Notices, t. XXIX, p. 232. 

'I 1873 J.-F.-J. Schmidt. 24 37 22 ,57 Astronomische Nachrichten, n» 1%5. 

1873 F. Kaiser 24 37 22,591 Annalender Leidenen Sternwarte, iAli. 

1884 W.-F. Deiming. 2i 37 22 ,34 

Il est visible que la période de Mâdler, de 24** 37" 23», 8, est d'environ une 
seconde trop grande. Si nous prenons la moyenne des six autres valeurs, qui 
ne diffèrent entre elles que de 0',6, nous trouvons la période 

24'' 37» 22', 626 

qui diffère bien peu de celle que nous avons indiquée comme la plus appro- 
chée (p. 242) et qui est absolument identique à la période corrigée par 
M. Marth, que nous venons de voir il n'y a qu'un instant (p. 371). 

CXVII. 1885. — Van de Sande Backhuyzen. Période de rotation de Mars (*). 

M. Van de Sande Backhuyzen, directeur de l'Observatoire de Leyde, a donné 

là, sur la période de rotation de Mars, un laborieux mémoire dans lequel, 

après la discussion soigneuse d'un grand nombre d'observations s'étendant 

depuis celles de Huygens en 1659 jusqu'à celles de Schiaparelli en 1879, il 

détermine une valeur plus précise encore que toutes celles que nous avons 

vues précédemment. Sa méthode consiste à admettre la valeur donnée par 

Proctor pour cette période et la position déterminée par Schiaparelli pour le 

pôle nord de Mars, et ensuite à en déduire les longitudes aréographiques des 

principales taches à l'aide de ces éléments. En comparant cette durée aux 

observations, il obtient les corrections indiquées par celles-ci. La valeur 
ainsi obtenue est 

24'»37-22»,G6±0*,0132 

qui s'accorde presque exactement avec celle de Kaiser, laquelle était de 
24b 37m 22», 62. 

(*) Untersuchungen iïber die Rotationszeil des Planeten Mars und itber Aender-^ 
ungen seiner Flèche. Leyden, 1885. 



4 



1885 VAN DE SANDE BACKHUYZEN. — ROTATION DE MAKS. 385 

La valeur obtenue par Proctor paraît un peu trop grande, comme on peut 
le voir dans la Table suivante de la longitude moyenne de la pointe nord de 
la mer du Sablier, calculée par elle pour différentes oppositions : 

Dates. ObscrvAtoars. Longitu<los. Poids. 

1661 Huygens 315* ,7 f.5 

1666 Hooke 296 ,4 ,3 

1782 Herschel 305 ,8 3 ,0 

1799 Schrœter 303 ,3 10 ,3 

1830 BeeretMàdIer 299,5 3,0 

1862 Kaiser, Lockyer, Lord Ross. . . 294 ,9 7 ,5 

1864 Kaiser, Dawes 294 ,3 3 ,0 

1877 Schiaparelli, Lohse, Green, Nies- 

ten, Dreyer 289 ,6 15 ,0 

1879 Schiaparelli 288,4 8,0 

11 y a un lent décroissement de la longitude avec le temps, à Texception 
de Hooke, et comme c'est sur les deux dessins de Hooke que Proctor s'est 
basé, Texcès de sa détermination s'explique aisément. 

M. Backhuyzen termine son mémoire par une appréciation des change- 
ments observés à la surface de Mars. Il établit un fait important à propos 
des variations que nous avons si souvent signalées, c'est que la mer allongée 
qui, sur notre carte (p. 69), porte le nom de baie Huggins, et qui, sur celles 
de M. Schiaparelli, porte celui de Gyclopum, était beaucoup plus large à 
Tépoque de William Herschel et de Schrœter que de nos jours, et compa- 
rable par sa forme et son étendue, à la mer du Sablier. Schrœter paraît avoir 
observé le canal des Lsestrygons, ce qu'il n'aurait guère pu faire si cette ré- 
gion n'avait pas été plus marquée que de nos jours. 

Opposition de 188Ô. 

Date de l'opposition : 6 mars. 
Présentation : Le pôle boréal est incliné vers la Terre. 

Latitade Phase Angle 

du centre. Diamètre, zone manqaaut. Terre-Solcil. 

6 janvier -f- 2.V,3 9' ,20 0',75 33« 

6 février 22 ,5 12 ,18 ,40 21 

6 mars (opposition)... 21 ,9 13 ,95 ,01 2 

6 avril 21,9 12,43 0,50 23 

6 mai 23 ,4 9 ,82 ,88 35 

6 juin 25,3 7,84 0,89 39 

Calendrier de Mars. 

Hémisphère austral on sapéricur. Hémisphère boréal ou inférieur^ 

31 mars 188C Solstice d'hiver. Solstice d'été. 

Flammarion. — Mars. 25 



386 LA PLANÉTK MARS. 



CXXI. 1886. — Denning. Observations et dessins ('> 

M. Denning a effectué pendant les mois de mars et d'avril 1886, à son 
observatoire de Bristol, une série d'observations de la planète Mars, à Taide 
d'un télescope à miroir de verre argenté de 10 pouces (0'",254) de With, de 
Hereford. Les grossissements employés ont été de 252 à 475 diamètres; mais 
il n'a pas trouvé d'avantage à se servir du dernier, qui a paru trop fort. En 
général, l'oculaire grossissant 252 fois a été largement suffisant, quoique, 
en certaines circonstances, un grossissement de 350 fois se soit montré 
avantageux. 

La planète était en opposition le 6 mars; mais, pendant les trois premières 
semaines de ce mois, on eut à subir de fortes gelées et il ne fui guère pos- 
sible de commencer les observations avant la fin du mois. 11 s'en faut de 
beaucoup que la position de Tastre ait été favorable, tout au moins sous le 
rapport de ses dimensions apparentes. Mais ce qui fait l'intérêt des obser- 
vations actuelles, c'est que Thémisphère boréal, qui jusqu'ici n'a pas été 
étudié aussi complètement que l'hémisphère austral et qui n'offre pas autant 
de détails bien nettement caractérisés, se présentait très bien pour l'obser- 
vation, la latitude du centre du disque étant d'environ 22<* N. pendant les 
mois de mars et d'avril. 

Les taches observées étaient à la fois nombreuses et variées; il y a évi* 
demment une quantité de détails sur la planète; mais il est extrêmement 
difficile do les relier entre eux par une représentation satisfaisante. Un grand 
nombre de taches très faibles frappent l'œil assez distinctement pour qu'on 
puisse affirmer leur existence ; mais on ne peut pas les distinguer avec assez 
de netteté et de précision pour reconnaître leurs contours, ou a^ssigner cor- 
rectement leurs positions relatives. Il n'y a que les traits les mieux pronon- 
cés qui puissent être dessinés d'une manière satisfaisante. Le petit diamètre 
de Mars pendant ces observations a certainement contribué dans une large 
mesure à l'incertitude de l'aspect physique du disque. Une autre cause de 
cette incertitude réside dans la rareté des images télescopiques réellement 
bonnes. Non seulement il faut que l'atmosphère se trouve dans des conditions 
particulièrement favorables à la parfaite netteté des images, mais encore 
une absence complète de vent est indispensable. Les plus légères vibrations 
empêchent de suivre et d'étudier un système compliqué de taches et de dé- 
tails. Enfin, comme objet télescopique, la planète Mars est beaucoup moins 
satisfaisante que Jupiter ou Saturne. Toutes ces circonstances expliquent 

C) L'Astronomie, septembre 1886, p. .'{'21 




1^186 niîNNING. — UBSliUVATIONS ET DESSINS. 387 

rincerliluJe de ceilaines observations et les discordances qu'on peut relever 
daiia les dessins des détails visibles à la surface. 
Voici les observations de M. Denning : 

(1 Du "23 mars au 30 avril U planète a été examinée viugt-dous soirs, et un 



H 


^B ^^Ê 


n 


□ 



nombre considérable de dessius a éiù obtenu. Pendant cc^lte période, il y eut une 
série exceptionnelle de belles nuits, et toutes les fois que ies images Turent 
suffisantes, les détails observables ont été rigoureusement notés; puis les résul- 
tats ont i^té ensuite comparés les uns aux autres, ainsi qu'avec ceux des travaux 
nualogucs effectués antcirieuremenl. 
" Mes dessins se currcsiiuudcut exactement entre eus et prOseutoiit nui- conçut ■ 



388 LA PLANÈTE MAKS. 

dance bien marquée avec les cartes de Green, Schiaparclli, Flammarion, Kno- 
bcl, etc. Je les ai aussi comparés avec les vues données dans VAréographie de 
Terby et avec les dessins de Bœddicker obtenus en 1881 et 1884 à l'aide du té- 
lescope de trois pieds (O^jQlô), de lord Ross {voy. plus haut p. 364 et 382). 
Cette comparaison m'a encore fourni une nouvelle confirmation de mon travail. 
Quelques discordances sont plus fortes que celles qu'on s'attendrait à rencontrer 
comme probables ; mais l'expérience nous a appris qu'il serait illusoire d'espérer 
Tuniformité dans la représentation des détails planétaires. 

» Pendant les cinq semaines qu'ont duré mes observations, je n*ai trouvé aucune 
preuve certaine d'un changement quelconque dans aucune des taches; mais la pé* 
riode a été trop limitée, et les circonstances dans lesquelles s'est effectué le tra- 
vail ont été trop défavorables pour que je puisse me prononcer avec certitude sur 
ce point. Les légères différences que présentent mes dessins sont simplement du 
même ordre que celles qui seraient causées par des changements dans les condi- 
tions atmosphériques locales. Pendant une mauvaise nuit, des marques très 
faibles, distinguées auparavant, se sont effacées, tandis que pendant les meilleures 
nuits j'ai vu des détails délicats qu'il était impossible de soupçonner dans des 
circonstances moins favorables. Je suis convaincu que de pareils changements 
dans les conditions de la vision exercent une influence considérable sur la confi- 
guration apparente de la planète, plus considérable môme que les observateurs 
no l'admettent généralement. On a quelquefois conclu trop hâtivement à des 
changements réels; de véritables modifications ne peuvent être affirmées qu'à 
la suite d'un examen scrupuleux et sur la foi de preuves indiscutables. 

») La plupart des mers les mieux définies présentent des bords extérieurs très 
brillants avec des limites très nettes. Ces bordures brillantes rappellent les aires 
lumineuses qui souvent, sur Jupiter, confinent aux taches sombres; seulement, 
sur Mars, elles sont plus étendues, plus permanentes, et aussi de formes plus 
dissemblables. Je dois citer, comme un cas particulier de ces bords brillants, la 
région qui longe la rive orientale de la mer du Sablier. Je l'ai vue quelquefois 
si lumineuse qu'elle rivalisait d'éclat avec la tache blanche du pôle nord. Elle 
s'étend sur plusieurs degrés à l'est du contour obscur de la mer, et se trouve 
limitée par une tache faible, irrégulièrement condensée, qui se prolonge vers le 
Nord en s'inclinant à l'Est, à partir d'un point de longitude 290o, immédiatement 
à l'est de l'extrémité boréale de la mer du Sablier (voy. fig. 205, II et III). Cette 
traînée est fort longue : elle s'étend jusqu'au-dessous de la baie du Méridien et de 
la baie Burton auxquelles elle se relie par de légers ligaments qui rappellent 
les canaux de Schiaparelli (voy. fig. 205, IV). Cette tache spéciale, qui ne 
figure pas sur la carte de Green, est peut-être identique avec le réseau d'étroites 
bandes sombres dessiné dans cette région par Schiaparelli sur sa carte (i). On la 
trouve aussi plus ou moins nettement définie dans quelques autres dessins, no- 
tamment dans un dessin de Schmidt. 

(M Voiji plus loin, p. 393. Comparer les dessins de M. Denning, 11, 111 el IV (/7f/. 205], 
ù kl rt^gion IIAGGK et baie du Méridien 0*. 



'. Quant h la mer ilu Sablier, elle se montre très faible et très étroite, sinon 
Jjrisiîe tout i fait, dans la rdgion qui se trouve à 10° ou 15" au sud de son extré- 
mité boréale (voy. fig. 20îj, H et lUj. Cette particularité est bien représentée 
dans les dessins de Bœddicker. Sur d'autros dessins, jo n'ai pu retrouver cette 
circonstance suffisamment indiquée. Il est évident, du reste, qu'on ne peut la 
bien remarquer que lorsque" la région en question se présente auprès du centre 
apparent du disque, comme lors de la dernitre opposition. 

u Les dessins do Knobel de 1873 concordent généralement beaucoup mieux avec 
les miens que ceus quo le même auteur a dessinés en 1884 (■). Sur la carte de 
Green, la mer Knobel est, à son extrémité australe, séparée de la faible bande 
courbe qui s'allonge & l'Est, comme dans les dessins n» 6, 7,8 et9 do 1S73. Cette 
rupture n'est plus Sgurée dans les dessins ultérieurs de 1884, de sorte que cette 
région parait avoir subi quelque changement d'aspect, à moins que la différence 
d'inclinaison ne soit la cause du défaut de concordance entre les observations. Il 
est probable que telle en est effectivement la véritable raison, car l'inclinaison de 
la planète en avril et mai 1873 était presque exactement la même qu'en mars e't 
avril 1S^6. et c'est justement dans ces deux périodes que les dessins présentent 
la plus grande ressemblance dans leurs formes les plus remarquables, Jo vois le 
rivage boréal de la mer Knobel distinctement séparé de la bande obscure longi- 
tudinale immédiatement contiguS à la calotte polaire boréale Ifig. 205, IV). I,o 
dessin n° 12 du 19 mai 1873, par Knobel, représente les principaux traits de cette 
région tels que jo les ai récemment observés. En 18S4, cet astronome a dessiné 
toute la masse d'ombre qui entoure le pàlo nord comme obscurcie sans inter- 
ruption; mat» ces différences d'aspect sont dues, sans aucun doute, aux variations 
d'inclinaison. 

1) Tour ce qui est des détails en forme de canaux observés par Schiaparelli, j'ai 
distingué un grand nombre d'apparences qui suggèrent fortement l'existence 
d'une semblable conflguralion ; mais les dessins efFectués en Italie pendant les 
trois mois d'octobre 1881 à février 188'2 leur donnent un caractère défini et, sans 
parler de leur dédoublement, uue rectitudo de forme et une uniformité générale 
de ton que les observations ne confirment pas. Les détails les plus délicats et les 
plus complexes de la planète se présentent, & mes yeux, dans les meilleures cir- 
constances, comme des omères linéaires extrêmement faibles, avec des grada- 
tions évidentes de ton, et des irrégularités qui produisent çà et là des ruptures 
ou des condensations. S'ils existaient sous le même aspect, et avec la même 
sûreté de direction quo les a représentés Schiaparelli, ils eussent été facilement 
aperçus ici, toutes les fois quo la définition eût été suffisamment bonne; car ces 
objets sont indiqués comme aisément observables dans la lunette de 8 pouces do 
l'Observatoire de Milan, en février 1882, alors que le diamètre de la planète était 
seulement de 13'. Le dédoublement de ces lignes pouvait aussi se reconnaître 
dans les mêmes cpnditions peu favorables. Ce qu'il y a de plus étonnant, ce n'est 



(•) Voir plus haut. p. 377 



390 LA PLANÈTE MARS. 

pas que Téminont astronome italien ait découvert de si merveilleux détails à la sur- 
face de la planète, — car ces détails existent sans aucun doute, — c'est bien plutôt 
qu*iJ soit parvenu à obser\'cr leur configuration si complexe et si difficile à une 
époque où Mars se trouvait justement placé dans des conditions particulièrement 
défavorables pour des observations d'une nature aussi délicate. 

a Pendant les derniers mois, la calotte polaire boréale de Mars s'est montrée très 
brillante ; elle présentait souvent un contraste frappant avec les régions les moins 
réfléchissantes de la surface. Il y avait aussi d'autres parties du disque notablement 
brillantes. Ces régions lumineuses de Mars méritent au moins autant d'attention 
que les parties obscures, car c'est probablement dans leur aspect que des chan- 
gements peuvent être observés d'une façon bien nette, si tant est qu'il se pro- 
duise des modifications réelles à la surface de la planète. On n'a pas attaché 
suffisamment d'importance à ces taches blanches. 

9 La plupart de nos principaux Traités d'Astronomie attribuent à Mars une atmo- 
sphère dense; pendant mes observations, je n'ai rien vu qui soit de nature à con- 

• 

Armer cette théorie. Il me semble beaucoup plus vraisemblable d'admettre que 
l'atmosphère de cette planète est extrêmement raréfiée. Les principales taches 
sont invariablement visibles, et les différences observées paraissent plutôt dues 
à l'influence de notre atmosphère qu'à celle de Mars. Jupiter et Saturne sont sans 
doute enveloppés de vapeurs épaisses qui cachent aux yeux terrestres la véritable 
surface du globe. Les taches qu'on y observe sont atmosphériques, quoique, en 
certains cas, très persistantes; elles subissent constamment des modifications 
d'aspect et des changements de position dus à des courants longitudinaux. Sur 
Mars, la nature des choses est tout autre. Ici, les aspects observés sont des con- 
figurations géographiques incontestables, et elles ne présentent aucune de ces 
variations qui sont si remarquables parmi les détails de Jupiter. Il est probable 
que « la plupart, sinon la totalité, des changements qu'on a cru observer dans l'as- 
pect des taches de Mars sont dus tout simplement à la diversité des conditions 
dans lesquelles la planète a été nécessairement étudiée ». Si les circonstances des 
observations se trouvaient toujours les mêmes, il y aurait une bien plus grande 
uniformité dans les résultats obtenus. Le caractère si nettement accusé des taches 
et leur grande permanence sont tout à fait opposés à l'idée que la planète puisse 
être entourée d'une atmosphère épaisse et chargée de nuages. » 

Telles ont été les intéressantes observations de M. Denning en 188G. Malgré 
les excellentes raisons invoquées par Tauteur, raisons que nous adoptons 
sans réserve, nous ne pouvons douter toutefois que la surface de la planète 
ne subisse des variations réelles, considérables et fréquentes. 

A la séance de la Société astronomique de Londres du 14 mai 1886 (*j, 
M. Green a fait d'importantes remarques sur les observations de M. Knobel 
en 1884. Il expose qu'en 1886 il a confirmé plusieurs de ces observations, 
mais qu'il a trouvé néanmoins certaines différences assez curieuses. M. Kno- 

(») Monthly Notices, 1886, p. 445. 



1886 GREEN, PEliROTIX. - OBSERVATIONS. 391 

bel était d'avis que la carte de M. Green réclamait une rectification près 
de la mer Knobel, attendu qu'il avait trouvé là des bandes sombres au lieu 
de l'espace clair nommé terre de Le Verrier. Or M. Green a reconnu cet espace 
très nettement pendant Topposition de 1886. « La comparaison des deux séries 
d'observations montre que des changements s'accomplissent de temps à autre 
en plusieurs régions de Mars. La mer Lassell, qui était pendant la dernière 
opposition presque aussi distincte que l'Oculus, et la baie de Huggins sont 
citées comme exemples; celle-ci s'est montrée large et bien marquée. « 

L'un des faits lesplus remarquables observés pendant l'opposition de 1886, 
a été l'apparition fréquente de masses lumineuses sur le bord, qui n'amvent 
jamais au méridien, et de portions orangées vues au méridien qui deviennent 
blanches en arrivant au bord. N'en peut-on conclure qu'une condensation 
nuageuse prévaut sur le côté droit de la planète et que ces masses nuageuses 
sont dispersées quand elles arrivent au méridien, devant le Soleil? 

CXXII. 1886. — Perrotin. Observation des canaux, 

a Pendant la dernière opposition de la planète Mars, écrit M. Perrotin ('), 
nous avons, M. ThoUon et moi, consacré plusieurs soirées à l'étude des con- 
llgurations de la planète, à l'aide de l'équatorial de 0°*,38 de l'Observatoire 
de Nice. 

» Commencées seulement à la fin du mois de mars, à cause du mauvais 
temps, les observations ont été poursuivies jusqu'au milieu de juin, toutes 
les fois que les circonstances l'ont permis. Elles avaient surtout pour but 
la reconnaissance des canaux simples ou doubles découverts par M. Schiapa- 
relli et qui n'avaient guère été observés jusqu'ici que par lui seul. 

r La planète était dans des conditions relativement défavorables, en raison 
de son faible diamètre apparent, dont la valeur, au moment de l'opposition, 
le 6 mars, était de 14" à peine, tandis qu'il atteignait près de 25" lors des 
observations de 1877 du savant astronome italien. 

» Nos premières tentatives pour apercevoir les canaux ne furent pas 
encourageantes et, après plusieurs jours de recherches infructueuses, qui 
s'expliquent en partie par la mauvaise qualité des images, en partie aussi 
par la difficulté propre à ce genre d'investigations, après avoir abandonné 
une première fois, puis repris cette étude, nous allions y renoncer définiti- 
vement, lorsque, le 15 avril, je parvins à distinguer l'un des canaux situé 
à l'ouest de la mer du Sablier, Grande Syrie de Schiaparelli, et mettant en 
communication cette mer avec le détroit d'Herschel (Sinus Sahseus). 

' Ihillelin iistronornique. juillet 188(î. p. 3-2i. 



302 LA PLANÈTE MARS. 

» M. TlioUon le vit également aussitôt après. 

» A partir de ce jour, par de bonnes conditions, nous avons pu reconnaître 
successivement un certain nombre de canaux présentant, à quoique» 
démils prës, les caractères que leur attribue le directeur de l'Observatoire 
de Milan . 

» Ces canaux, tels que les a décrits M. Schiaparelli et tels que nous les 
avons vus, en partie, constituent, dans la région équatorialo de la planète, 
un réseau de lignes qui paraissent tracées suivant des arcs de grand cercle. 
Ils traversent dans toutes les directions la zone des continents et font commu- 
niquer entre elles les mers des deux hémisphères ou simplement les canaux 
entre eux. Ils se coupent sous tous les angles et se projettent sur le fond 
brillant du disque suivant des lignes de couleur grisâtre de nuance plus ou 
moins foncée. » 

Sur la carte que nous avions publiée dans VAstronomie^ et que Ton a vue 
plus haut (p. 355), M. Perrotin a indiqué par des lettres les vérifications 
faites. En voici le détail. Grossissements employés, 450 et 560. Observations 
faites généralement de 8*» à 10\ 

Première régiorij comprise entre 290» et 350® do longitude aréocentrique. 
Le 15 avril, nous voyons distinctement le canal AB (Phison) [flg, 206] et, par 
moments, nous croyons soupçonner une ligne plus fine CD, parallèle à la pre- 
mière. Nous apercevons également FEA {Astaboras) et HG et DK {Euphrates), 
ces deux derniers parallèles et non divergents comme dans le dessin. 

Les 19 et 21 mai, quand cette région repasse au centre du disque à une heure 
convenable, nous voyons les mêmes objets, et en plus, le canal FG qui coupe le 
canal Phison à angle droit. FG ne semble pas prendre naissance en F, comme le 
montre la carte, mais en un point plus voisin de Téquateur, presque à la hauteur 
de lac Mœris, a. 
Deuxième région, comprise entre 180* et 260o de longitude. 
Les 23, 24 et 25 avril, nous distinguons LM (Stygia palus), LN, LO et DP 
iCyclopum), comme canaux simples. Par moments, nous croyons dédoubler LO; 
mais c'est une impression fugitive. 

Nous revoyons les mômes canaux les 25, 26, 31 mai et le l»»* juin; les deux pre- 
miers jours nous voyons, en outre, RQ (JEthiopum) et R'Q' qui, contrairement 
au dessin, est une ligne droite continue parallèle à RQ. 

Le 26, je réussis avoir comme un tronçon du canal double QO (Eunostos), qui 
se détache de Textrémité nord du canal simple QR. 
Le 1" juin, M. Gautier voit LO, en même temps que nous. 
Depuis nos premières observations, le canal LN a subi un changement consi- 
dérable : on ne le distingue plus que sur une faible étendue et du côté de N 
seulement. Marqué sur la carte de M. Schiaparelli de 1882, ce canal n'existe pas 
sur celle de 1879. Nos observations ne font donc que confirmer des changements 



w 



rrnnoTiN, — ouservation oes canaux. 



M3 



•U'ih constats, mais elles montrent encore que ceg changements peuvent se pro- 
liuiro dans une courte période de temps. 

Troisième région, comprise entre 30" et 100» de longitude. 

Le H mai, les canaux liouliles B'B (A'ilus//) et TU {Irîdisl apparaissent avec 
netteté, M. Tr^-pied, do passage i l'Observatoire, les voit sans trop de difûculté, 
ot, bien qu'il ne connaisse pas la carte, il est le premier à remarquer les deux 
lignes parallèles, estompées, qui constituent le canal double TU. M. Tliollon 
soupçonne seulement le dédoublement. 




par MM, Perrolin 



Dans le canal R'S, les deux lignes qui composent la portion R'Z nous paraissent 
plus fines que ne l'indique le dessin; les deux lignes de la portion ZS semblent, 
an contraire, plus ombrées. 

Nous voyons également la ligne V?.. 

Le 1 6, jo vois, eu plus, avec certitude, le canal double recliligne XY {Jamunaf. 
Par contre, ni le U, ni le 16, nous n'apercevons le canal XZ (Gawges), indiqué 
comme double sur la carte. 

Le l'3 juin, nous distinguons très bieaio canal TT'|For(nn.T) qui pourrait bien 
être double. 

Durant ces observations, le NU nous apparaît avec beaucoup de netteté dans 
toute son étendue et bien plus marqué que sur la carte. 



394 LA PLANÈTE MARS. 

Los canaux que nous venons d'énumérer, vus pour la plupart deux fois ou par 
plusieurs observateurs, sont dans la position où les a dessinés M. Schiaparelli en 
1882. Leur aspect diffère peu en général de ce qu'il est sur la carte; seulement, 
quelques-uns portés comme doubles sont simples, ce qui peut tenir à la plus 
grande distance de Mars dans cette opposition. Ils semblent donc constituer dans 
la région équatoriale de la planète un état de choses qui, s'il n'est pas absolument 
permanent, ne se modifie pas non plus d'une manière essentielle. 

Changements observés sur Mars. — Pendant nos études sur les canaux, il 
s'est produit un changement notable, mais passager, dans la région occupée par 
la mer du Sablier, et digne d'être signalé. Lors de nos premières observations, 
cette partie de la surface était sombre, comme le sont les mers, et sensiblement 
conforme à la carte; mais, lorsque nous la revîmes, le 21 mai, l'aspect en était 
tout différent. Ce jour-là, la portion de la Grande Syrte qui s'étend entre le 
10« degré et le 55« degré de latitude boréale était cachée par un voile lumineux, 
de la couleur des continents, mais d'une lumière moins vive et plus douce. On 
aurait dit des nuages ou des brouillards disposés par bandes régulières et paral- 
lèles, orientés, sur la planète, du Nord-Ouest au Sud-Est. Par moments, ces nuages 
devenaient transparents et laissaient entrevoir les contours du prolongement de 
la Grande Syrte. Le 22 mai, ils étaient plus uniformément distribués que la veille; 
on les voyait encore les 23, 24 et 25, mais ils avaient beaucoup diminué d'inten- 
sité. Ils s'étendaient probablement assez loin, sur les continents, à l'est et à 
l'ouest de la mer, car d'un jour à l'autre, quelquefois dans le courant d'une même 
soirée, les parties voisines sombres, entre autres le lac Mœris à l'Est, le Nil à 
l'Ouest, étaient tantôt visibles, tantôt invisibles. 

Le 25 mai, nous vîmes reparaître l'isthme dessiné dans le prolongement de la 
Grande Syrte, au delà de sa jonction avec le Nil, vers 300o de longitude et 52^ de 
latitude boréale, et qui était resté caché jusqu'à ce jour. A cette mêm,e date, nous 
constations un assombrissement très accentué des continents dans le voisinage 
immédiat de la mer. 

Durant ces apparences singulières, la partie australe de la Grande Syrte, qui 
n'avait pas été atteinte par les nuages, était devenue plus sombre et présentait 
une teinte bleu verdâtre bien caractérisée. 

Des phénomènes de ce genre sont-ils réellement produits par des nuages ou 
des brouillards circulant dans l'atmosphère de Mars? C'est probable. Ils sont, 
dans tous les cas, le fait d'un élément appartenant à l'atmosphère ou à la surface 
de la planète, susceptible de se mouvoir et de se modifier dans un temps relative- 
ment court. 

Pendant que nous observions ce qui précède, nous avons noté autour de la 
tache blanche du pôle boréal, à une faible distance de la tache, entre 200» et 280° 
de longitude, deux ou trois points brillants, semblables à ceux qui furent remar- 
qués par M. Green, en 1877, à Madère, autour de la tache australe, à l'époque du 
solstice d'hiver de la planète. Notre observation, faite cinquante jours en moyenne 
après le solstice d'été, rapprochée de celle de l'astronome anglais, semble indi- 



\m> \VAI/n-H WISLICKNUS. — KOTATION DE xMARS. 395 

quer que la diminution qui a lieu dans chaque tache polaire, au moment du solstice 
correspondant, après le solstice surtout, sous l'action prolongée des rayons so^ 
lairos, n'est pas étrangère à cotte apparition, 

Tel est Tensemble des faits observés à Nice par MM. Perrotin et ThoUon. 
De (luelque nature qu'ils soient, cette étude confirme les belles découvertes 
de M. Schiaparelli sur la singulière constitution physique de Mars. Remar- 
quons aussi les nuages observés sur la mer du Sablier, fait très rare. 

CXXIII, 1880, — Walter Wisligenus. Études sur la durée de rotation 

de Mars ('). 

L'auteur de ce travail, astronome à TObservatoire de Strasbourg, passe 
d'abord en revue l'ensemble des observations faites sur la planète, puis exa- 
mine les cartes publiées et discute les divers systèmes de nomenclature dont 
il donne un Tableau synoptique, et calcule ensuite les projections du globe 
(le Mars vu de la Terre. 

D'après les observations faites par Winnecke à Strasbourg en 1877, on a 
pour la position de la tache polaire sud : 

Distance au pôle aréographiqnc 4*,43 :^ 0*,591 

Loiiffitude aréographique. 20 ,67 ib 5 ,7 il 

La direction de l'axe de Mars sur la sphère céleste est pour son pôle nord : 

Ascension droite 317*55'J; Déclinaison + 50* 15', 7. 

Comparant entre elles les principales observations de position des taches 
de Mars, depuis celles de Huygens en 1659 jusqu'à celles de Bœddicker en 
1881 , M. Wislicenus trouve pour la durée la plus précise de la rotation : 

24''37-22\,G55±0%008Gl 

avec un degré d'approximation qui parait, en effet, considérable. 

Aux études précédentes, nous pourrions encore ajouter celles de divers obser- 
vateurs moins spéciaux, telles que colles de MM. Guiot, à Soissons (L'^isfro- 
nomie, octobre 1886, p. 393), Lihou, à la Société scientifique Flammarion de 
Marseille, etc., qui montrent surtout quel parti une grande habileté peut tirer de 
modestes instruments. 

Remarquons encore que le 13 avril 1886, Mars est passé devant le Soleil pour 
Jupiter, de même que la Terre y était passée, pour les habitants de Mars, le 
1* novembre 1879. 

:'; lieilrag zur Beslimmung der Rotationszeit dex IHanclen Mars, Leipzig, 1880. 



LA PLANETE MARS. 



Opposition d« 1888. 

DATE DE l'opposition : 11 AVRIL :'l. 



Présentation : Le pôle boréal est tourné vers la Terre. 



Il février -i- 19',4 

11 mars -*- 18 ,fi 

11 avril (opposition;... + 21 ,1 

1 1 mai 4- 24 ,0 

11 juin -f- 24 ,8 

Il juillel -(- Î3 ,4 

Calendrier 



0',77 
.47 
,00 

,59 

1 ,IG 
1 ,20 



B Mars. 



livmijplièrp ■uîlral on supi;rii.'ur. llùmispliÈts bor6«l on inférit 

1G février 18S8 . . . Solstice d'biver. Solstice d'été. 

lâaoûLlSSS Ëquinoze de printamps. ÙquI noue d'automne. 

8 janvier 1880. . . Solstice d'été. Solstice d'hiver. 



I 



CXXn'. 1883-1888. — 0. Lohse. Obseroalions ei dessins. 

Cet observateur a continué [voy. plus haut, 1879, p. 318), ses dtudes de 
Mars pendant les oppositions de 1883, 1884, 1886 et 1888, et en a publié les 
résultats en 1891 ['). Il s'est principalement occupé des mesures de l'angle 
de position de la tache polaire boréale et a fait, de plus, un grand nombre 
do dessins de la planète, dont 36 sont publiés dans ce mémoire et suivis d'une 
carte qui les résume. 

D'après ces observations, on a pour l'angle de position de l'axe de Mars : 

1884 8 février. C^O- (Greenwich). P = 357',22G ± 0',185 
1886 22 février. Id. 21 ,84 ± ,31 

1888 24 mai.... Id. 30 ,6G ± ,491 

Les dessins sont du 15 septembre 1883 au 17 mars 1884 et du 30 janvier au 
7 avril 1886. En 1888, il a trouvé 289°, 56 pour la longitude de la mer du 
Sablier. 

Nous offrons à nos lecteurs la carte {fig. 207) que cet astronome a conclue 

(') Conjonction de Mars et d'Uranus, le 5 mai, — Plusieurs observateurs, notam- 
ment MM. Bruguiëre à Marseille, Guîot à Soissona, Valderrama à l'ile de Ténériffe, ont 
observé la rencontre de Mars avec Uranus, le 5 mai 1888. Mars est passé à 35' au nord 
d'Uranus ; les deux planètes étaient visibles dans le même cliamp. Mars rougeàlre, de 
première grandeur, Uranus bleuHtrc, par contraste, de sixième grandeur, éclipsii à l'œil 
nu par l'éclat de Mars. Cette curieuse conjonction a eu lieu non loin de l'éloile de qua- 
trième grandeur 6 de la Vierge. 

l'J Beobachtunuen des Ptnnelen Mars. Publicationen des aslrophysihalischen 
Obsercatorîums zu Poti^dam. N- 28, 1691. 



18) 



0. LOnSE. — OBSEHVATIONS ET DESSINS. 



307 



Je ses observations de 18ti3-84, faites à l'aide de l'équatorial de I i pouces de 
l'Observatoire do Polsdam. Elle iospire les miîmes rêHexions que la precniëie 
et, vraiment, ne resaenibiegUL're àMars. La baie du Méridien, le détroit d'Hcrs- 
chel, la mer du Sablier, sont à peu près les seules configurations que l'on 
reconnaisse. Mais qu'est devenue la mer Terby, que, dans son autre carie, 
l'auteur avait représentée quadrangulaire ? Que reconnaître dan? la région 




[■■iï. W. - Carlè de Milr^, pur M. LoIibc. U'aprés se? observnlloiis Je 1883-Bi. 

gauche de la mer du Sablier ? L'observateur nousoITrc pourtant 18 points de 
repère pour identifier sa carte avec celles de M. Schiaparelli- Les voici : 

LunBltdilc. LalUudd. 

1 Côte orientale du golfo (les Perles '27' — 7' 

2 ilégion de Prêtée. Milieu U -57 

3 Tompû. Milieu. . 7G -r- lï 

1 tac du Soleil. Milieu ai -- 3l 

5 Arcadie. Milieu .... 115 -*■ 4Î 

G Élysde. Milieu 218 -31 

7 Golfe des Alcyons. Pointa sud IGà -t- 33 

8 Lac Mœris S65 -^ 7 

3 Promontoire de Circii 275 — 10 

11) Niloayrlia. Cûte orientale S93 -30 

11 Mer du Sablier. Cùte orienlale 594 + 7 

13 Golfe SabiBus 326 -Il 

13 Baie fourchue (Gabelbai). Foi aie ouest 340 

14 Fastigium Aryn 3ô7 — tO 

15 Baio fourchue. Pointe est 3àT — ï 

IG Baie fourchue. Cùte orientale 7 — 12 

17 (iolfe dos Perles. Côte occidentale 7 — Î3 

18 Golfe des Perles. Pointe ... U +0 

Malgré l'Iiabileté de l'astronome de Polsdam, la diiTérence entre cette carte 
et l'aspect général de la planète est vraiment énorme. C'est une preuve dç 
jdus tjuc les observations de Mars sont Tort difficiles, 



308 LA PLANÈTE MARS. 

CXX\'. 1888. — PnoGTOR. Les canavx de Mars. Nouvelle carte de la planète. 

Derîiiers travaux ( * ) . 

A la séance de la Société astronomique de Londres du 13 avril 1888, 
M. Proctor a communiqué la note suivante sur les canaux de Mars (-) : 

Mars devrait être soigneusement observé en juin et juillet prochain pour lo 
dédoublement des canaux, car l'automne martien approcliera. Considérant ces 
curieuses raies sombres doubles (ou plutôt les raies claires entre elles et les raies 
plus faibles de chaque côté) comme des images de diffraction des fleuves lorsque 
le brouillard reste suspendu sur leurs lits, comme je l'ai interprété depuis quatre 
ans, nous pouvons nous attendre à revoir le phénomène à l'approche de l'au- 
tomne ou après le commencement du printemps, pour l'hémisphère nord, dans 
lequel ces doubles canaux se montrent principalement. 

Je suppose que personne ne regarde ces doubles canaux comme des réalités ; 
mais, d'un autre côté, on ne peut pas non plus voir en eux des illusions d'op- 
tique. Si nous les considérons comme des phénomènes de diffraction, c'est-à-dire 
comme des produits optiques, as optical productSy nous trouvons une explication 
de leurs variations d'aspects (puisque, lorsque les fleuves paraissent sombres, ce 
qui est le cas ordinaire, sur un fond clair, la duplication ne pourrait pas être 
observée), de leur synchronisme avec les saisons et du fait qu'ils ne sont visibles 
qu'aux instruments d'un certain diamètre. Cette dernière considération suggère 
une méthode effective pour vérifier cette théorie de diffraction. 

Il serait désirable que les aspects observés par Schiaparelli fussent vus et 
dessinés par des observateurs doués d'une véritable habileté artistique. Nul de 
ceux qui ont vu Mars à l'aide d'un bon instrument ne peut accepter les configu- 
rations rudes et anti-naturelles dessinées par Schiaparelli. Les dessins de 
Dawes, Burton, Knobel, Denning et Green sont beaucoup plus satisfaisants. 

Proctor s'est occupé de la planète Mars dans la plus grande partie de ses 
ouvrages, jusqu'au dei'nier, dont la publication venait de commencer lorsque 
la mort arrêta ses travaux. Aux déductions ingénieuses que nous avons déjà 
publiées de cet auteur (p. 203-207) nous ajouterons ici celles qui sont expo- 
sées dans son dernier ouvrage (^ ). 

Toutes les considérations s'accordent pour nous conduire à penser que les 
taches foncées représentent des mers et les claires (jaunes), des continents. 

L'auteur propose d'admettre que la. quantité d'eau et d'air doit être propor- 
tionnelle aux masses des planètes, et que Mars étant neuf fois moins lourd 

(') U.-A. Proctor, né le 31 mars 1837, est mort le [2 septembre 1888. 

(0 Monthly Notices, t. XLVIII. p. 'M)7. 

(') OldandXew Aslrunuini/, L-jiidros et ISeNv-York, 1888. 



I8S8 



PROCTOR. — LES CANAUX. NODVELLE CABTE, 



(|ue la Terre doit avoir neuT fois moias d'eau et d'air. Comme la surface de 
la Terre surpasse celle de Mars dans le rapport de 7 û 2, la quantité totale 
d'eau et d'air sur chaque hectare de cotre planète surpasserait la même 
(Quantité sur chaque hectare de Mars dans la proportion de 18 à 7. 

( Rien no nous autorise il penser slrictemont que les conditions originelles 
de la formation des deux planètes aient été les mêmes. ) 

En ce qui concerne la densité de l'atmosphère, au niveau de la mer, il faut 
prendre on considération l'état do la pesanteur à la surface de Mars. Or la 
proportion entre ces doux états est la môme que la précédente : 18 â 7. 

Ainsi, tandis qu'il n'y aurait là que les ^ de l'eauetdel'air qui existent ici: 
par mètre carré, ces deux éléments devraient être dans la proportion du 
carré de 7 au caiTé de 18, ou de 49 à 324, ou de 5 it 33, 

Si l'on admettait que l'atmosphère de Mars eût ce degré de ténuité, tandis 
que la quantité d'eau par kilomètre carré ne serait que les fg de ce qui 
existe sur la Terre et que l'action du Soleil est de moitié plus faible qu'ici. 
il serait difficile de concevoir qu'il y eut assez de vapeui- d'eau dans l'atmo- 
sphère de Mai'S pour être perceptible au spectroscope. Même en doublant la 
quantité d'eau et d'air, on diminue ."i peine la difficulté. 

Quoique l'atmosphère de Mars soit probablement beaucoup plus rare que 
la nôtre, elle doit être plus élevée, étant comprimée par une force très infé- 
rieure à celle de la gravité tei'restre. Sur notre globe, une élévation de 
4000 mètres suffit pour diminuer de moitié la pression atmosphérique; sur 
Mars il faudrait une élévation de 10400 mètres pour arriver au même ré- 
sultat. Ici, aune altitude de 31000 mètres au-dessus du niveau de la mer, la 
pression atmosphérique est réduite à ji;!i la même altitude sur Mars, elle 
n'est réduite que de \. En admettant qu'au niveau de la mer sur Mars cette 
pression soit i de ce qu'elle est ici, l'air martien serait pins dense à une alti- 
tude de 29000 mètres que chez nous à la mûme hauteur. .\ de pins grandes 
élévations, la différence s'accroît encore en faveur de Mars. 

11 n'est pas facile de déterminer ce qui se passe dans Mars lorsque noua 
croyons y reconnaître des signes météorologiques tels que les nuages se for- 
mant ou se dissolvant ou les brumes du matin et du soir, ainsi que d'autres 
phénomènes qui ne paraissent pas compatibles avec l'idée d'un froid ex- 
trême : mdme la présence de la glace et de la neige impliquent l'action de la 
chaleur. Le froid seul, comme l'a montré Tyndall, ne pourrait produire de 

iciers ; les vents du Nord-Est les plus rigoureux pourraient soufiler pen- 
dant tout l'hiver sans apporter un seul tlocon de neige. Pour que le froid 
produise de la neige, il faut qu'il ait à sa disposition de la vapeur d'eau dans 
l'air, et cette vapeui' ne peut être produite que par la chaleur. Le Soleil 
exerce donc sur Mars une action calorifique suffisante pour élever uiiu ccr- 



400 LA PLANÈTE MAKS. 

taine quantité de vapeur d'eau dans son atmosphère, et cette vapeur est 
transportée d'une manière quelconque vers les régions polaires où elle est 
précipitée sous forme de neige. 

Mais, d'autre part, la sui'face entière de Mars semblerait devoir être au- 
dessus de ce que nous pourrions appeler la ligne de neige pour une planète 
analogue à la Terre, car toute région terrestre où le froid serait aussi grand 
qu'il doit ôtre sur Mars et où l'atmosphère serait aussi raréfiée serait certai- 
nement au-dessus de la ligne des neiges éternelles. Comment donc se fait-il 
que la neige fonde sur Mars comme elle le fait manifestement, puisque nous 
y voyons des régions neigeuses variables et des régions rougeâtres? 

A cette alternative Proctor répond dans les termes suivants : 

La neige qui existe à la surface de Mars peut être en faible quantité, la cha- 
leur solaire n'y étant pas assez active pour produire beaucoup de vapeur d'eau. 
Il n'y aurait point là d'accumulation de neiges analogues à celles qui existent ici 
au-dessus de la ligne des neiges perpétuelles, mais il pourrait exister à la surface 
de Mars, excepté près des pôles, une mince couche de neige, ou plutôt il n'y au- 
rait ordinairement qu'une couche de gelée blanche. Maintenant, le soleil de Mars, 
quoique incapable d'élever de grandes quantités de vapeurs dans l'atmosphère 
ténue de la planète, pourrait cependant fondre et vaporiser cette mince couche 
de neige ou de gelée blanche. La chaleur directe du Soleil brillant à travers une 
atmosphère si rare doit être considérable partout où l'astre est à une élévation 
suffisante, et la pression atmosphérique est si faible que la vaporisation est très 
facile, attendu que le point d'ébullition doit y être très bas. Par conséquent, 
durant la plus grande partie du jour martien, la couche de gelée blanche ou de 
neige légère qui peut être tombée pendant la nuit précédente serait complète- 
ment fondue, et le sol rougeâtre ou les verdâtres océans de glace redeviendraient 
visibles pour l'observateur terrestre. Les régions marginales du disque de Mars 
seraient blanchâtres, puisque ce sont celles où le Soleil est très peu élevé au- 
dessus de l'horizon. 

Si l'on adoptait cette vue de la climatologie martienne, le fait le plus caracté- 
ristique de cette situation serait la fusion quotidienne de la couche de gelée 
blanche ou de neige légère avant midi, et la précipitation d'une nouvelle couche 
blanche lorsque le soir approche. Pendant la durée du jour, l'atmosphère reste 
assez pure, autant qu'on en peut juger du moins, d'après l'aspect télescopique do 
la planète, quoique pourtant rien n'y empêche sans doute la formation éventuelle 
de légers cirrus ou de nuages de neige, surtout dans la matinée. En fait, les phé- 
nomènes qui ont été généralement regardés comme dus à la précipitation de la 
pluie de véritables nimbus sur les océans et les continents de Mars peuvent être 
attribués, avec plus de probabilité, à l'évaporation de cirrus par la chaleur so- 
laire. Les régions polaires seraient perpétuellement couvertes de neige, les 
limites des caps polaires variant avec les saisons et ne présentant sans doute que 
des accumulations do neige fort inférieures à celles qui existent sur la Terre. 



PROCTOH. ~ NOUVELLE CARTE. CANAUX ET FLEUVES. 



401 



Telles sont les considératioaa de l'astronoine anglais sur cet intéressant 
sujet. Nous y reviendrons plus loin, pour le discuter complètemenl. L'auteur 
a examiné également, comme nous venons de le voir, les curieuses observa- 
tions de H. Schiaparelll sur les canaux et leurs dédoublemonls. Il ne croît 
pas que ces canaux soient réels. <■ We c;innot regard them as objective rea- 
llties, écrit-il eu 1888, lljis is maniCestly incredililc. b L'auteur pense que ce 
sont là des images optiques, non des illusions, mais des images explicables 




Flg. 308. — Nouvelle 



Mars, |iar Proctor. en It 



par les lois connues de l'Optique. 11 les considère comme des images de 
di/friiction produites dans les yeux des observateurs do chaque calé des lignes 
des lleuves de Mars, lorsque ces fleuves deviennent blancs par la gelée ou 
par des nuages allongés le long de leur cours. L'existence de ces canaux a 
conduit l'roctor ;ï remanier sa première carte et à lui substituer celle que 
nous reproduisons ici {fig. 208), dans laquelle un grand nombre de fleuves 
sont tracés, aboutissant aux golfes et aux roers. Nous avons vu, aux obser- 
vations de Dawes (18C4, p. 185), que cet éminenl observateur regardait la 
baie du Méridien comme formée de deux pointes donnant l'impression de 
deux embouchures de fleuves très larges. Treize ans plus tard, en 1877, M. Schia- 
parelli a pu apercevoir ces fleuves vainement cherchés par Dawes, et les ^ 
considérés comme des canaux auxquels il donna le nom de Gebon et lliddekel. 
L'idée de fleuves est, en effet, simple et naturelle : Proctor y revient avec 
raison, et sa carte ainsi conçue offre un aspect qui n'est pas sans analogie 
avec les principaux caractères de la géographie terrestre. Mais reste toujours 
Flaumabion- — Mar». iir. 



402 LA PLANÈTE MARS. 

une grande objection : c*est que ces « canaux » ne commencent nulle part, 
vont d'une mer à l'autre, sont rectilignes et entrecroisés.... Ces fleuves, si 
fleuves il y a, ne ressemblent donc pas aux nôtres. L*auleur, profitant des 
critiques qui lui avaient été adressées pour ne pas répéter plusieurs fois les 
mêmes noms et faire la part moins exclusive aux Anglais, a modifié les déno- 
minations de sa première carte. Le mieux eût été pour lui de s'en tenir à la 
carte de Green. 

Les conclusions de Proctor sur la planète Mars sont qu'elle est plus 
avancée que la Terre dans son existence astrale ; qu'elle ne possède plus 
depuis longtemps aucime chaleur propre; que la chaleur reçue du Soleil est 
plus de moitié inférieure à celle que la Terre reçoit ; que cette chaleur y produit 
un climat spécial, assez froid, car il y aurait dans les régions tempérées de la 
gelée blanche et peut-être de la neige toutes les nuits, fondue tous les ma- 
tins; que l'atmosphère est très raréfiée; que les océans sont sans doute gelés 
et les fleuves aussi, la plupart du temps. L'auteur ne paraît pas penser que 
l'atmosphère de Mars pourrait être constituée autrement que la nôtre et 
posséder des gaz et des vapeurs capables de conserver la chaleur reçue du 
Soleil et d'agir comme une serre un peu moins diathermane que l'atmosphère 
terrestre, gardant les rayons obscurs, et donnant à la planète une tempéra- 
ture moyenne peu différente de celle de la Terre. 



CXXVI. 1888. — Perrotin. Les canaux de Mars. Nouveaux changernenls. 

Inondation de la Libye. . 

II m'a été possible, par de très bonnes images, écrit l'auteur ( * ), de re- 
voir, avec notre grande lunette (équatorial de0'",76), une partie des canaux 
de Mars que j'avais observés en 188G. 

» Ils sont à la place où je les ai vus à cette époque et présentent les 
mêmes caractères : ils se projettent sur le fond rougeâtre des continents de 
la planète, suivant des lignes droites sombres (des arcs de grand cercle pro- 
bablement), les unes simples, les autres doubles, — les deux composantes, 
dans ce dernier cas, étant, le plus souvent, parallèles, — se coupant sous des 
angles quelconques et paraissant établir des communications entre les mers 
des deux hémisphères ou entre les diverses parties d'une même mer, ou 
bien encore entre les canaux eux-mêmes. 

» Leur aspect est en général le même qu'en 1886. Pourtant, quelques-uns 
paraissent plus faibles, d'autres ont peut-être disparu en partie. 

(') Comptes rendus de l'Acad. des Sciences, 14 mai 1888.— L'Astronomie, 1888, p. 213. 



PEmiOTIN. - LES CANAUX DE MAR^. 



403 



■ Dès à présent, je dois sigaaler trois modifications importantes qui se 
sont produites depuis 1686 dans l'a^pecl de la surface de 1» planète, modifi- 
cations d'autant plus certaines i[uelle3 ont leur siège dans les régions sur 
lesquelles mon attention s'était plus particulièrement portée en 1886. 

" 1" C'est d'abord la disparition d'un continent qui s'étendait alors, de 
part et d'autre de l'équateur, par 270° de longitude (f.ibya, carte de Schia- 
parelti). De forme à peu près triangulaire, ce continent él:iit limité au Sud 
et à rOuest par une mer, au Nord et à l'Est par des canaux. 

n Netlemenl visible, il y a deux ans, il n'existe plus aujourd'hui. La mer 
voisine (si mer il y a) l'a totalement envahi. A la teinte Liane rougeâtredea 
continents a succédé la teinte noire ou plutôt bleu foncé des mers de Mars. 
Un lac, le lac Mœris, situé sur l'un des canaux, a également disparu. 

'I LVtendue de la région dont l'aspect a ainsi complètement change peut 
iitti évaluée à 600000 kilomètres carrés environ, un peu plus que la superfi- 
cie de la France. En se portant sur le conlincnl, la meraabandonné,auSud, 
les régions qu'elle occupait antérieurement et qui se pril^sentent maintenant 
avec une teinte intermédiaire entre relie des continents et celle des mers, 
avec une couleur bleu clair, analogue h la couleur d'un ciel d'hiver, 
légèrement brumeux. 

n Cette inondation (ou autre chose) du continent Libya. si j'en crois un 
dessin antérieur (de l'année 1682). pourrait bien être un phénomène pério- 
dique. S'il en est ainsi, les observations eu donneront la loi à la longue. 

» 2" C'est ensuite, au nord du continent disparu, à +25° de latitude, la 
présence d'un canal simple qui n'est pas indiqué sur la carte de Schiaparelli, 
bien que ce savant astronome en ait noté de beaucoup plus faibles, et que 
je n'ai pas vu non plus lors de la dernière opposition. Ce canal, long de 20" 
environ et large de 1* ou l'jS, est sans doute de formation récente. Il est 
parallèle à léquateur et continue en ligne droite une branche d'un canal 
double déjà existant, >|u'il met on communication avec la mer. 

» 3° La troisième moditication consiste dans la présence assez inattendue, 
sur la tache blanche du pôle nord, d'une sorte de canal qui semble relier, en 
ligne droite, à travers les glaces polaires, deux mers voisines du pùle. 

■ Ce canal, qui se détache avec une grande netteté sur la surface de Mars, 
coupe la calotte sphérique blanche suivant une corde qui correspond à un 
arc de 30° environ, n 

Une nouvelle communication du même astronome adressée à l'Acadé- 
mie ['), était accompagnée des dessins suivants : 

La différence entre les dessins I et 2 de cette année 1/13. JOS et 210) et le 

Cl Comptes rendm. Kijuiliet t888, p. ICI. 



40i 



I.A PLANÈTE MARS. 



dessia (.■orrasponclant :i. lie 188(1 (fi-j. 2111, Jit Tailleur, pst Irappauto en ce 
qui concerne la région Libya, de Sobiap&relli. A un mois d'iutcrvalk-i les des- 
sins 1 et 2. de leur cfttf, indiquent, dans la même vigion, des iDodJÛcations 
notables. 

Les deux premiers dessins contieûnent le nouveau canal A, ^;t le canal de la 
calotte blanclie du pAlo bori^al. 




Dans le dessin n" 'J se trouve, en outro, un canal siniplc, lî, vu le i.' juin pour J 
la première fois. 

Le dessin n" i {(ig.'H'lt contient quatre canaux simples et tmis doubles, dont! 
un Beulemenl, double sur une partie de sa longueur, mais tous bien caracté 
risés. 

Deux de ces derniers, C et D. partent des régions voisines de l'équateur et 
viennent, en suivant & peu près un méridien ( longitude : 338° pour l'ua. 5' pour 
l'autre), se purdre dans les environs de la calotte blanche du pùle nord. 

Sont-cp bien \h des canaux dans le sens que nous attachons à. ce mot? 
semble que les deux canaux doubles singuliers que je signale pourront un jottfl 
ou l'autre nous donnera ce sujet d'utiles renseignements. Si ce ^ontUo VJ 



406 



LA PLANftTB MARS. 



naux, ils ne peuvent, en effet, manquer d'éprouver de profondes modifications lors 
des changements de saison, au momont surtout où, sous l'influence des rayons 
solaires, la tache blanche du pôle boréal tond t disparaître, à fondre, comme le 
pensent certains astronomes. 

Ainsi consid^^rËs, les canaux en question et deux autres du m6mc genre so 
recominandcat d'une fa^on particulière i l'observateur. 




Ainsi s'est esprîmé M. Perrolin. Ou voit que ce qui ressort surtout de ses 
observations de 1888, c'est la constatation de l'existence de nouveaux canaux 
et celle d'une strie sombre analogue traversant comme une corde la calotte 
polaire boréale. C'est, disait à ce propos M. Fayc, comme si l'on était venu 
travailler là pour faire coramunifuter ensemble les deus côtés du p61e, 

L'éminent auteur de la découverte de ces canaux, M. Schtaparelli, nous 
écrivait de Milan à la date du 12 juillet : 

" L'opposition actuelle a été remarquable par une fréquence de lignes doubles 
bien plus grande qu'en 1884 et 1886. Plusieurs lignes qui étaient restées simples 



1888 PERROTIN. - LES CANAUX DE MARS. 401 

dans toutos les oppositions précédentes ( Lacstrygon, Népenthès, A^Uboras, Héli- 
conîus, Callirrhoë), se sont doublées cette fois, " 

Ces aspects dcpendenl donc cYidemmeût de cerlaiûes époques critiques. 
Quatre nouveaux dessins font suite ;un prccédenls ('). 




Voici les coordonnées du centre de la planète au moment oii ces dessins 
ont été pris : 



Le dessin n» 5 {fig. 213), écrit M. Perrotin. montre une partie de la sur- 
face de la planète fort accidentée, surtout dans le voisinage de 1& calotte de 
glace du pAle nord, et, en même temps, une région R. comprise dans une sorte 



('} Comptes rendu* de l'Académie deê Science», 10 septembre 18S8. 



408 LA PLANÈTE MARS. 

de pentagone formô de canaux, et qui, par sa couleur blanche et éclatante (i|, 
trancliG d'une façon singulière avec !a couleur rougefltre des parties environ- 
nantes. 

Le (lesaiD n" 8 fflg. 216) présente deux canaux, un simple et l'autre double,.! 
KL, MN, analiitîuea à ceux ilonl il a dté question plus haut. Ces canaux partent 




des régions équatoriales et se dirigent, en suivant à peu prÈs un mûridicii, vers 
le pôle nord. 

Ce dessin est à rapprocher de celui portant le n" 4, dans la première sé- 
rie 1^^. Zlî). Il reproduit, d'ailleurs, des régions voisines de celles de ce n" 4 
et situées seulement plus à l'es' sur la planète. 

Les dessins 6 et T {flg. 2U et ?15) sont malheureusement iDComplets. Je les 
donne parce qu'ils mettent en évidence l'existence d'un nouveau canal qui, ainsi 
que celui déjà signalé précédemment [ftg. 200 et îiO), coupe suivant une ligne 
droite sombre la calotte blanche des glaces polaires. 

(0 L'Éclat est presque aussi vir quo celui de la calotte polaire. Cet <ïtat de choses 
n'existait plus ou n'avait pas été remarqué quand on a fait les dessins I et 1; mais il 
est probable qu'il s'est produit là encore un changement notable durant les observations 
de celte anndi>,- 



IR83 



PERROTIN. — LES CANAUX DE MARS. 



109 



Ce nouveau canal est peut-être im peu moins net que le premier; mais son 

esistenco et son caractère ne sont pas douteux ( < ]. 

Le dessin n" h {fîg. 913) montre les deux oaniiux ; i;ehii do droite est l'ancien, 
celui de gauche est le nouveau. 

On voit encore mieux ce dernier dans les dessins n"' et ", le dessin n" 7 le 
fait voir dans tout son développemeui. 




,u graDil éigun 



il lie Nice, par M. I' 



J'ai beaucoup regretté que les circonstances atmosphériques ne m'aient pas 
permis do revoir on juillet, par de bonnes images, la région Libya. Ce que j'ai 
entrevu me fait croire & do nouvelles modifications qui se seraient produites dans 
cette partie de la surface de la planète depuis le mois do juin, et je crains beau- 
coup qu'il uc soit trop tard pour qu'on puisse encore en reconnaitre la nature. 
C'est la contiuuatioD des changements sur lesquels j'ai appelé l'atteuliou au mois 
de mai dernier et qui ne sont, sans doute, qu'une partie des changements, k 
période plus ou moins longue, qui se produisent fréquemment & la surface de la 
planète. En ce qui me concerne, pendant mes longues soirées d'observation, j'en 

C; Circonstance biïarre, le nouveau canal commonco sur le i.oiii'toiirde la calotte de 
glace, au point m6me oii finit le canal primiiivement 



410 



LA PLANÈTE MARS. 



ai coostaté plusieurs, plus particulièrement dans lo voisinage i!e la calotte do 
glace. Ces changements, qui ont lieu quelquefois du jour an lendemain, ne mo- 
diflent pas l'aspect général, mais jiijrteut seulement sur les détails; ils affectent 
surtout les parties sombres de la surface. 

J'en ai remarqué aussi d'autres de nature différente; c'est ainsi que, le 18 et 
le 19 juin, j'ai vu, en peu de temps, pendant le cours de mes observations, la 




JuiUat 1R8H. ) 



région R du dessin n» 5 se couvrir et se découvrir tour i tour d'une sorte de 
brouillard rougeâtro qui s'étendait jusque sur les canaux environnants, tandis 
que le reste de la surface de la planète continuait à se montrer avec une grande 
netteté et une rare pureté do détails. 

Je ne puis mieux comparer ce phonomèno qu'à celui que nous donnent ici 
souvent, pendant l'été, les brouillards de la mer qui, le soir, après les journées 
chaudes, envahissent le littoral en quelques minutes, pour disparaître ensuite 
presque aussitôt. 

Je n'ai pas besoin d'ajouter que tout ceci, mi'me dans notre grande lunette, 
ne saute pas aux yeus et qu'il fout, pour le voir, une attention soutenue, un bon 
instrument et par-dessus tout des images non pas seulement bonnes, mais excel- 
lentes. 



412 LA PLANÈTE MARS. 

modiQcations. Ces deux dessins montrent la mer du Sablier [à gauche dans 
celui du 29 avril (fig. 217), à droite dans celui du 5 mai {fig, 218)]. La Libye 
n'a pas disparu: le 5 mai, elle était bien visible et colorée de jaune-orange. 

L'auteur pense que les différences d'aspects souvent observées proviennent 
surtout de la variation d'inclinaison des régions dessinées, vues plus ou 
moins obliquement et éclairées par le Soleil, sous des angles différents. 
En 1888, les régions australes se présentaient très obliquement. 

Remarquons, de notre côté, que ces deux dessins de M. Niesten ne donnent 
pas, surtout le second, l'impression habituelle que nous recevons de Tob- 
servation de Mars. La mer du Sablier se reconnaît, sur la gauche dans le pre- 
mier, sur la droite dans le second; mais elle ne ressort pas sur Tensemble, 
comme elle le fait généralement, et des configurations d'une importance beau- 
coup moindre, passagères même et indécises, dont quelques-unes incer- 
taines, dessinent une géographie presque imaginaire, surtout dans la figure 
du 5 mai. Le crayon ne devrait pas fixer des aspects à peine entrevus. Mais 
comment faire autrement? On distingue à peine certaines ombres légères, 
on n'est pas sûr de leurs contours, et plus d'un détail n'apparaît qu'en ces 
moments, aussi rares que fugitifs, de parfaite transparence. Illusion ou réa- 
lité? Il semble que de telles vues télescopiques ne puissent rester que dans 
la pensée. On les indique au crayon, et ce qui est incertain, fugitif, atmo- 
sphérique peut-être, prend le même rang que ce qui est incontestable et per- 
manent. La même remarque peut s'appliquer aux dessins de Nice : il y a, là 
aussi, des aspects incertains, et tel est le cas général des dessins de Mars. 

Malgré les difficultés inhérentes à ces observations si délicates, on voit 
néanmoins que, grâce à la persévérance et à l'habileté des observateurs, 
nous pénétrons de plus en plus intimement dans la connaissance de ce 
monde voisin. Nous sommes arrivés, à cet égard, à une période fort inté- 
ressante et quelque peu critique, celle de l'interprétation des nombreux 
faits accumulés par l'observation. Le point essentiel est de ne pas reculer, 
et c'est ce qu'on a failli faire à l'Académie des Sciences. 

GXXVIII. 1888. — FizEAU. Une explication des canaux. 

Voici la communication de l'illustre physicien à l'Académie (*) : 

« Les apparences singulières observées à la surface de la planète Mars par 
M. Schiaparelli, et auxquelles plusieurs observateurs, et notamment M. Perrotin, 
de l'Observatoire de Nice, ont ajouté récemment des particularités nouvelles, 
sont demeurées jusqu'ici sans explication plausible. On s'accorde à les désigner 

(') Séance du 25 juin 1888 (//A.s/ rono mie, août 1888, p. 287). 



ISS8 KIZKAU. — UNE EXPLICATION DES CANAUX. 113 

sous le nom de c-aiiau.v, d'aprëa leur ressemblance lointaine ^voc des canaux 
(l'irng'ation, mnia sans vouloir Hen pri^Juger au sujet de leur vi^ritable nature. 

li semblo cepondant que los observations les plus récentes permettent d'es- 
sayer aujourd'hui de résoudre cette énigme, en s'appuyant sur les considérations 
suivantes : 

Et d'abord, on s'accorde généralement à reconnaître la présence de l'eau à la 
surrace de Mars, et l'on admet que l'eau joue un r61o considérable dans les 
changements que l'on y obsert'e. On connaît les tacbes polaires à aspect neigeux, 
qui s' (.'tendent et diminuent suivant le cours des saisons. On sait, de plus, que 
l'analyse spectrale de la lumière de Mars a fait reconnaître à M. Janssen la pré- 
sence de l'eau comme très probable ( ' i. 

Les canaux de Mars apparaissent comme des lignes plus obscures que le reste 
de la surface, de directions rectiligues, souvent parallèles entre elles ou se 
coupant suivant des angles plus ou moins grands. Le réseau de ces lignes n'a rien 
do flse et, à des époques peu éloignées, a présenté des dessins fort différents 
les uns des autres; changements qui rappellent ceux des taches plus étendues 
{appelées conlîttenls ou mers), lesquelles paraissent, se modiGent et dispa- 
raissent parfois dans l'intervalle de quelques mois. Tout récemment, une ligne 
très nette a été signalée comme traversant, suivant une corde, le cercle de 
glaces polaires tourné vers la Terre. 

Il parait naturel de rapprocher de ces apparences singuhëres les phénomènes 

(') M. Janssnn n'est pas cité dans les observations spectroscoptques exposées plus 
haut [I86Î, p. 182, 1867, p. 200; 1872. p. 212; 1870. p. 3ÎG). et on lisant cette assertion de 
M. Fiîcau, nous regrettions df n'avoir pas L-onnu les travaux de M. Janssen sur ce point. 
Nous lui écrivîmes pour lui demander une information. Voici ia réponse de l'éminent 
directeur de l'Observatoire deMeudon : 



1 Mon cher Collègue, Vous voulez bien me demander oij j'ai publié mes observations 
sur Mars au point do vue <ie la présence, dans son atmosphère, de la vapeur d'eau. 

» L'annonce de la présence de la vapeur d'eau dans l'atmospbère de Mars a été insérée 
dans les Compte» j-endiii, t. LXIV, 1SGT, p. 1304. 

> Les éludes cpii y ont conduit ont été faites à l'Observatoire de Paris avec le tëleseope 
Foucault que Le Verrier avait mis à. ma disposition en ISG3: sur l'Etna, où je suis resté 
trois jours {pour annuler autant que possible l'action de l'atmosphère terrestre], à Ps- 
lerme oii je me suis servi du grand équatorial de l'Ubservatoire, à Haraeille. avec le 
télescope de Foucault de 0",80 d'ouverture. Ce n'est qu'après avoir observé dans des 
conditions aussi variées et surtout aprbs avoir obtenu le spectre pur de la vapeur 
d'eau à l'usine de La Villettc en tSIiG que j'ai cru pouvoir annoncer cette présence. 

D Les autres observateurs, m^me postérieurement, n'ool pu que prononcer sur la pré- 
sence du spectre telliirique en bloc. •• 

Voici le texte îles Camples remlai signa le dans la loltri' prêcMenle. On lit ett oITct, 1867, I. l, 
p, 1034, le paraitraphe «ulvaut temunsDl uae lettre écrite par M. Janiscn a M. Charles Saints- 
Claire Devins sur l'Ile Saaloriu. 

• îe ne veux ptilnt lermiuercoUo lettre sans vous dire c]uo jp suis monté sur l'Etna puur y taire 
duH otuervalions il'anal7»e spectrale oéleslo qui cil^calenl uno grande allitudu. alln d'annuler en 
majeure partie l'Iatluonce de l'atiuospli^re lerreatrc. De ces atucrvatloas et de (»lles que j'ai 
faites nui OliaurvaloIreB de Paris, de Marseille et do Palermo, je orois pouvoir vous annoncer ta 
priïsHiioe de ta vapeur il*cau dans ies almoaplitres de Mars et do Saturne. ■ 



414 LA PLANÈTE MARS. 

variés qui ont été signalés sur notre globe, à la surface des grands glaciers, tels 
que la mer de glace (mont Blanc), le glacier du Rhône et surtout la vaste région 
glacée du Groenland, pour ne citer que les plus connus. On sait que, parmi les 
changements incessants qui se produisent sur ces surfaces de glace par la suc- 
cession des saisons, on remarque surtout, au point de vue qui nous occupe, des 
rides parallèles, don crevasses, des fentes rectilignes s*étendant sur des longueurs 
considérables et se coupant entre elles suivant des angles variés. M. Nordenskiôld 
a notamment rencontré, au Groenland, des phénomènes de ce genre tout à fait 
remarquables par leur grandeur et par les caractères plus précis qu'ils permettent 
d'assigner aux régions soumises au régime glaciaire. 

En rapprochant ainsi les principales circonstances que présentent les canaux 
de Mars de celles qui ont été observées sur nos glaciers, on remarquera que les 
analogies et les ressemblances entre les deux ordres de phénomènes sont réelle- 
ment assez marquées pour que l'on puisse, avec une grande probabilité, rappor- 
ter les uns et les autres à une même cause, l'état glaciaire. 

On est donc conduit à l'hypothèse de l'existence à la surface de Mars d'im- 
menses glaciers, analogues à ceux de notre globe, mais d'une étendue beaucoup 
plus considérable encore, et dont les mouvements et les ruptures doivent être 
également plus prononcés. On doit remarquer, en effet, que la longue durée des 
saisons sur la planète (double de celles de la Terre) favorise manifestement le 
développement et le bouleversement périodique des masses glacées, sous l'in- 
fluence des dilatations et contractions dues aux changements de la température ; 
effets auxquels il faut joindre ceux qui résultent de la faible pesanteur à la sur- 
face de la planète [~^ de celle de la Terre). 

Mais, d'autre part, l'hypothèse dont il s'agit va-t-elle s'accorder avec plusieurs 
circonstances bien connues de la constitution physique de la planète? 

Et d'abord les distances au Soleil de Mars et de la Terre étant comme 3 à 2, 
les intensités du rayonnement sont comme 4 à 9; le rayonnement solaire est 
donc sur Mars ^ de ce qu'il est sur la Terre. Sans vouloir décider ici ce que 
deviendraient nos climats si le Soleil ne nous envoyait plus que les | de ses 
rayons, on peut assurer que toutes les températures moyennes seraient fort abais- 
sées et que la plus grande partie de notre globe entrerait dans une période glaciaire. 
La température de Mars doit donc être bien plus basse que celle de la Terre, 
même en attribuant à la planète une atmosphère semblable à la nôtre. 

De plus, on a des motifs sérieux de penser que l'atmosphère de Mars est 
moins dévëlopf)ée que celle de la Terre. 

D'abord, l'absence de bandes équatoriales montre que des mouvements atmo- 
sphériques réguliers ne se produisent pas là comme sur notre globe; ce qui 
paraît indiquer une atmosphère d'une étendue plus limitée et, par suite, moins 
propre à absorber et à conserver la chaleur solaire que l'atmosphère terrestre. 

Ensuite, on peut remarquer que la lumière de Mars présente une teinte rouge, 
reconnue de tous temps et par tous les observateurs. Or cette couleur rouge 
fournit une nouvelle preuve que l'atmosphère de Mars n'a pas une constitution 



i:. FLAMMARION. 



REMAHQUES. OBSERVATIONS. 



415 



semblable à celle de Tatmosphôre de la Terre; c'est ce que l'on peut conclure en 
considérant la couleur que possède la lumière cendrée que la Lune renvoie vers 
la Terre à certains jours dea premier et dernier quartiers. Cette lumière est en 
effet empruntée à la Terre directement i^clairÉe par le Soleil, et peut nous donner 
une idée assez exacte de la couleur que possède la Terre, environnée de son 
atmosphère et vue de l'espace. Or la lumière cendrée est, d'après Arago, d'une 
teinte bleu verdùlre et nullement rouge, comme elle le serait si notre atmosphère 
était semblable à celle de Mars. La teinte rouge dont il s'agit indique avec une 
grande probabilité la prédominance relative de la vapeur d'eau sur les gaz dans 
l'atmosphère de Mars. On voit que l'hypothèse de l'état glaciaire de Mars paraît 
s accorder assez bien avec les principales données physiques que nous possédons, 
jusqu'à ce jour, sur cette planète. " 

A cette conclu.'JÎoa nous avons cru devoir opposer, à la séance suivante du 
2 juillet, les observations concordantes qui les contredisent. 

CX.XIX. 1888. - C. FLAMJiAHrov. lU-marijues sur ta plam-le Mars. Observations. 
Voici celle réponse (M : 

Je demande k l'Académie la permission de lui soumettre les laits suivants, en 
réponse aux considérations qui ont été présentées ji la dernière séance par l'un 
de ses membres les plus illustres. 

Les glaces polaires fondent plus sur Mars que sur la Terre. C'est là un fait 
d'observation constante. Tandis que chez nous les expéditions les plus hardies et 
- les plus aventureuses ne sont Jamais parvenues à s'approcher il moias de T" du 
pâle nord, et sont restées beaucoup plus éloignées du pôle sud, tandis que nos 
deux pôles paraissent constamment entourés do glaces, sur Mars la fusion de ces 
glaces avec l'élévation du Soleil au-dessus de l'horizon s'opère presque com- 
plètement pendant lété aux deux pôles de la planète, surtout au pôle sud, dont 
l'été arrive au périhélie de l'orbite. 

Eu cette année I8K8, la planète nous a encore présenté son hémisphère nord, 
par suite de son inclinaison. La limite des glaces polaires boréales a été nette- 
ment déterminée : elle s'est graduellement rapprochée du pôle pendant les mois 
de février, mars, avril et mai derniers. J'estime qu'à la fin du mois de mai, 
h l'époque de leur minimum, le diamètre de la tache polaire mesurait environ 
30O kilomètres. (Le solstice d'été est arrivé, pour l'hémisphère boréal, le 16 février 
dernier, et l'équinuxe d'automne arrivera le i^ août prochain.) 

Les neiges des deux pôles ont été depuis longtemps l'objet d'une attention 
scrupuleuse et de mesures très précises. Il est constant qu'elles fondent considé- 
rablement, beaucoup plus que sur notre planète. L'ensemble des observations 
montre d'ailleurs que le minimum arrive environ deux mois et demi à trois mois 



} Comptes rendiii de l Académie des S'tii 



; juillet l 



416 LA PLANÈTE MARS. 

après le solstice. (On sait que l'année de Mars dure 687 jours. ) Le phénomène est 
donc absolument du même ordre que celui qui se passe aux pôles terrestres, mais 
plus marqué. 

Les mesures micrométriques de la tache polaire australe, faites par M. Schia- 
parelli en 1879, montrent que cette tache a été réduite à 4« de dimension 
apparente à la fin de novembre (le solstice austral étant arrivé le 14 août). En 
admettant que ces quatre degrés de dimension apparente représentent, à cause 
de l'irradiation, le double des dimensions réelles, on voit qu'en 1879 les dimen- 
sions réelles de cette tache polaire ont été réduites à 2« ou 120 kilomètres de 
diamètre. Elles varient au moins dans la proportion de 900 à 120 kilomètres de 
diamètre. 

Comme sur la Terre, ce pôle du froid ne correspond pas au pôle géographique, 
mais lui est excentrique'; il est placé à environ 6° du pôle géographique, à peu 
près sur Tintersection du 84'^ degré de latitude et du ^b"" degré de longitude, 

La tache polaire boréale subit, comme la précédente, des variations corres- 
pondant aux saisons et à la température. 

Cette fusion des taches polaires pendant l'été est en contradiction manifeste 
avec l'hypothèse que les continents de Mars seraient des champs de glace et 
que la température de la planète serait inférieure à celle de la Terrei Elle 
prouve le contraire, si l'on admet que ces neiges et ces eaux soient de même 
nature que les nôtres, ce qui n'est pas absolument certain, malgré les investi- 
gations de l'Analyse spectrale, car la pression atmosphérique, les points de fusion 
et de saturation, la composition chimique de l'atmosphère et des liquides, doivent 
offrir des différences originaires et permanentes avec ce qui existe sur notre 
planète. 

C'est peut-être ici le lieu de remarquer que la température d'un lieu n'est pas 
uniquement réglée par sa distance au Soleil, mais encore et surtout par les pro- 
priétés physiques de l'atmosphère qui le recouvre. Il y a beaucoup de vapeur 
d'eau dans l'atmosphère de Mars, ce qui est démontré par les raies d'absorption 
de son spectre (mats la coloration de la planète n'est pas due à cette cause, puis- 
qu'elle est plus forte au centre du disque, où il y a moins d'épaisseur à traverser 
que vers les bords). Or, c'est la vapeur d'eau qui joue le plus grand rôle dans la 
conservation des rayons calorifiques reçus. On sait que le pouvoir absorbant d'une 
molécule de vapeur aqueuse est 16000 fois supérieur à celui d'une molécule d'air 
sec. Sans la vapeur d'eau ou quelque protection analogue, notre propre planète 
resterait constamment glacée; Les vapeurs des éthers sulfurique, formique, acé- 
tique, de l'amylène, du gaz oléfîant, de l'iodure d'éthyle, du bisulfure de car- 
bone, jouissent des mêmes propriétés, d'après les expériences de Tyndall. 

Remarquons aussi que l'aspect des continents de Mars diffère considérable- 
ment de celui des glaces polaires et des neiges qui, parfois, blanchissent cer- 
taines régions. Les neiges et les glaces resplendissent d'une blancheur éclatante, 
tandis que les continents sont colorés d'un jaune très chaud, rappelant le ton des 
blés mûrs vu du haut d'un ballon. 



laSa C. PLAMUAUtON, — REMAROUBS ET OBSERVATIONS. 1I7 

l.'enseoibls des observations faîtes sur Mars et l'application dos conoaissaDoes 
qui se rattachent à l'i'tHde de la constitution physique des planètes conduisent 
donc it conclure que les glaces polaires n'envahissent point la surface entière de 
ce globe, mais, au contraire, subissent plus que les nùtres l'influence de la tem- 




I.i plan 



.3 (le juin 168S. (Croqulâ Uc M. Flammarioi 



p^rature; que, relativement i^ la constitution physique de ces neiges et de ces 
eaux, la temptîrature produit là des effets au moins aussi sensibles que sur notre 
planète, que le moado do Mars n'est pas dans ua <''tat glaciaire et que les 
" canaux '> no sont pas des crevasses dans dos placiers. 

Parmi les observations que nous avons faites pendant celte opposition 
à noiiw Observatoire de Jnvisy, nous signalerons les ijualre croquis ci- 
dessus {fin. 21'Ji. 



27 



k 



4t8 LA PLANÈTE MAKS. 

Nous n'avons pu distinguer «lucun « canal» à l'aide de notre équatorial 
de 0'°,243. Nos dessins de cette année exposent simplement, comme nos 
ci'oquis antérieurs, le canevas général de l'aréographie. Nous n'avons 
représenté que ce que nous sommes absolument sûr d'avoir vu, et rien 
de ce qui nous a paru douteux. La planète était alors fort bien placée 
pour l'observation de son pôle boréal, dont la connaissance laisse encore 
beaucoup à désirer. Le solstice d'été de cet hémisphère ayant eu lieu 
le 16 février, la fonte des neiges polaires a dû réduire la glace à son mi- 
nimum à la fin do mai. Il en est toutefois resté une quantité très sensible, 
comme nous le disions tout à l'heure, et comme on peut en juger par les 
quatre dessins reproduits ici (fig, 219), pris le 2 juin, de six à neuf heures 
du soir. 

A propos de ces heures, il n'est peut-être pas inutile de remarquer ici 
que, lorsque Tair est calme et transparent, les vues prises de jour, en plein 
soleil, sont aussi belles, aussi nettes, que celles de nuit. 

Dans le premier de ces dessins (A = 6^0), la mer du Sablier venait de passer 
par le méridien central; on remarquait au-dessous une trace de son prolonge- 
ment, vers l'Est (passe de Nasmyth), et, plus bas, la mer polaire boréale; la 
mer du Sablier était de beaucoup la plus sombre ; le pôle inférieur était d'une 
éclatante blancheur, les continents d'IIorschel et de Béer, bien évidents, étaient 
colorés d'un ton jaune d'ocre bien clair, les mers grises et très variées de tons, 
et au sommet du disque, vers les terres Cassini et Webb, les régions étaient 
blanchâtres (nuages ou neiges sur Thémisphère austral?). Lé reste du disque 
paraissait très pur et sans nuages. On ne remarquait aucune trace des inonda- 
tions signalées à l'Ouest ou à gauche de la mer du Sablier, et il en a été de même 
dans toutes nos observations du mois de juin. 

Dans le second de ces dessins (B = 7^0), cette même mer est plus avancée 
vers rOuest ; on remarque la terre de Laplace. 

Dans le troisième (8^0), la mer atteint presque le bord occidental du disque 
et la baie du Méridien arrive par rorient; la mer Knobel se montre au-dessus 
du pôle; la région supérieure du disque est toujours blanchâtre. 

Dans notre quatrième dessin (D), pris à 9*' du soir, la baie du Méridien vient 
de traverser le méridien central; on devine, au-dessus du pôle, à l'est de la mer 
Knobel, la terre de Ross et une mer qui semble envelopper le pôle. 

Cette journée du 2 juin et celle du 3 (dans laquelle le thermomètre s'est élevé 
jusqu'à 330 à Tombre) ont été remarquables par la transparence de l'atmosphère 
et par le calme des images. Ces observations ont été faites avec un grossisse- 
ment de 400 (M. 

(»; L'Astronomie, juillet 1888, p. 251. 



TERBV. — OBSRBVATrONS KT DESSINS. 



flXXX. iftSB, — Tbiiiiv. ObMi-vations ri dessiiu . 'l. 

Le savant astronome de J,ouvain noua a adressi'' le résumé suivant des 

lessins qu'il a pu prendre à l'aide de son éqiiatorial de «"'.Su. 

Les cannitx onf ptini, !a plupart, d'une difficulté tellf pt les circonstances si 




.\speol« sâograpliic|ues 

défavorables qu'il fnllait chercher ces détails pour les vérifier; vous vous rappe- 
lez que M. Perrotiu a été dans le môme caB en 1880. Cependant, je puis garantir 
que me» dessins no contiennent que des lignes réeliemenl observées, aucune 
n'étant due Jt la connaissance préalable que j'avais de la région observée. Je ci- 
terai deux preuves : d'abord les imperfections de mes dessins qui n'échappent 
pas à un œil exercé, quand ou en compare certains rigoureusement entre eux: 
je me suis bien gardé d'essayer de concilier les détails dans ce cas, voulant re- 
présenter exclusivement ce que j'ai vu; ensuite l'invisibilité de l'Ëupbrate et de 
sa géminatiou. J'avais une connaissance parfaite de l'existence de ce canal, de 

',') L'Aglronomic, septembre 1888, p. 32Î. — Votj. aussi Enitemble des observations 
faitet il Louvain en 18SS, par le D' Terby. Bruxelles, 1889. 





420 LA PLANÈTE MARS* 

6a gémination, de sa forme exacte par des dessins que M. Schiaparelli a bien 
voulu m*envoyer pour m'amener à la vérifier ; cet astronome croyait que je 
l'aurais vu avec quelque facilité. Malgré tous mes efforts, et j'y ai mis de 
l'obstination, je n'ai pas vu trace non seulement de la gémination, mais même 
de l'Euplirate. Il n'en a pas été de même du Phison, comme vous le savez 
déjà. 

Chaque dessin est le résultat de plusieurs jours d'observations; tous les détails 
n'ont donc pas toujours été vus en même temps. 

J'ai rarement pu dépasser le grossissement de 280 à 300 fois, ou, si je l'ai dé- 
passé, ce fut sans utilité réelle, à cause des conditions abominables d'observation 
de cette année. Vous savez que j'ai fait un nombre très grand de dessins; j'ai 
choisi ceux qui présentent le mieux la plus grande partie de la surface. Voici les 
régions observées : 

Fig. 220, A (12 mai, 9ï»18«»). — Au centre, Trivium Charontis, sous forme de 
tache plus noire, qui se prolonge, vers le bas, par Erebus, vers le haut, par 
Cerberus, et vers la droite, par Styx perpendiculaire à Cerberus; le reste du 
contour d'Elysium s'achève par l'Eunostos et THyblaeus. En haut figure la mer 
Maraldi avec le Sinus Titanum près du bord gauche et la baie de LaDStrygonum 
dans le diamètre vertical; un filament réunit cette dernière baie à Cerberus, c'est 
TAntacus. Les deux rectangles gris dans le quart inférieur droit du disque sont 
la' Propontide. On voit le filet noir dans la tache polaire, dans la position qu'il 
occupait le 12 mai, à 9*» 15™. La fig. 222 en montre le déplacement par la rotation 
jusqu'à 10^48™. La fig. 223 donne l'aspect de la tache polaire pour le 13 mai. 

J'ai observé également des points blancs au bord inférieur, sur le prolon- 
gement de TErebus; quand ils arrivaient au bord, ils brillaient et débor- 
daient comme la tache polaire. Un troisième point blanc a déjà disparu au bord 
au moment de ce dessin. On distinguera les régions blanches et les régions 
rougeâtres. Le Cerberus m'a paru souvent rosé, ainsi que tout le périmètre 
d'Elysium. 

La fig, 220, B (9 mai, minuit), montre, un peu au-dessus du centre, le confluent 
du Triton, du Thoth et du Népenthès; en bas, Alcyonius; à gauche, Elysium. 
L'Eunostos, le 12 juin, se prolonge par une ligne fumeuse jusqu'au Thoth. 

Fig. 220, C (29 avril, 8^16°»). — Triple confluent du Triton, du Thoth et du 
Népenthès à gauche du centre; Libye bien visible. Mare Tyrrhenum très pâle. 
Astusapes visible; Protonilus avec Ismenius lacus au bord droit; un peu plus 
bas Callirrhoe. Au méridien central : Nilosyrtis et Boreosyrtis. L'interruption, 
dans Nilosyrtis, au centre, doit avoir été une illusion ou l'effet d'un nuage dans 
l'atmosphère de Mars, car M. Schiaparelli a fixé toute son attention sur ce fait 
avec son 18 pouces, lorsque cette région s'est de nouveau prêtée à l'observation 
et il ne l'a pas confirmé. En haut brille une très petite tache neigeuse. 

Fig. 220, D (29 avril, 11*» 38°»). — Hellas bien visible au bord gauche; on voit 
la baie du Phison ; la baie fourchue dédoublée très bien par moments au mois 
d'avril; puis le golfe des Perles; Edom promontarium très blanc. Le Phison 



1888 



TERBY. — OBSERVATIOIJS ET DESSINS. 



421 



parait double le !«'' et le 3 juin; TOxus jusqu'au lac Ismenius. Ce dernier lac est 
rougeâtre. Tempe au bord droit. 

Fig. 220, E (27 mai, 8*>4™). — Argyre brille en haut du disque comme une 
tache polaire. On voit très bien Deucalionis regio entre Sinus Sabasus et Marga- 
ratifer Sinus; une région plus claire dans la grande tache supérieure correspond 
à PyrrhaG et Protei regio. De gauche à droite, en remontant légèrement, nous 
trouvons le Gehon, Tlndus-Oxus et le Gange. Au bord inférieur, à gauche du 

Fig. 221. 




Golfe de l'Aurore. 



Fig. 222. 



Fig. 223. 





Aspect de la tache polaire le 12 mai, 
de9»»43-âlO»'48". 



Aspect de la tache polaire le 13 mai, 
à 9*3-. 



diamètre vertical, la petite tache noire est Lacus Ismenius; le Deuteronilus, 
rosé, la réunit au lac Niliacus ; celui-ci est séparé de Mare Acidalium par le 
Pont d*Achille; en bas, figure le petit lac Uyperboréen, contre la tache polaire; 
le Gange aboutit à une tache noire qui est le lac de la Lune. Le reste du contour 
de Tempe s'achève par le Nilokeras, le Nil, rougeâtre, et par Ceraunius. L'ombre 
qui descend de Mare Acidalium vers le limbe inférieur est Callirrhoe. 

La fig, 220, F (23 mai, 8*»28°»), montre la forme en partie polygonale de Tempe ; 
nous voyons encore Argyre, le Gange arrivant au lac de la Lune, les principales 
régions de la figure précédente et mieu2C le Tanaïs qui va de Ceraunius au bord 
droit. Sous le Tanaïs on voit le laxartes. 

La fig. 221 représente le golfe de TAurore avec les lacs Solis et Tithonius 
que j'ai vus une seule fois, le 16 avril. Nectar et Agathodaemon bien visibles* 

Les fig. 222 et 223 montrent les variations do perspective de la ligne polaire 
causées par la rotation. 



422 LA PLANÈTE MARS. 



CXXXI. 1888. — Sghiaparelli. Observations nouvelles [^]. 

Ces observations nouvelles de M.Schiaparelliont été adressées sous forme 
de lettres à notre savant collègue M. Terby, de Louvain, dont nous venons 
de voir les propres recherches. Elles ont été obtenues à Taide du nouvel 
équatorial de Milan, de 18 pouces, lequel dirigé sur les étoiles doubles 
a prouvé sa puissance de définition : l'étoile s Hydre a été découverte triple ; 
distance des composantes = 0^,20 à 0'',25 (moins d'un quart de seconde!). 

Notre fig, 224 représente l'aspect de Mars les 8, 9 et 10 mai 1888. « De 
grandes nouveautés, écrit l'auteur, se sont présentées dans la région de Pro- 
pontis ; avec les faibles grossissements, on ne voit qu'une traînée d'ombres 
confuses; en employant 500 et 650, cela se résout en une espèce de triangu- 
lation curieuse, dont un côté est double; cette triangulation continue encore 
. à gauche, où il y a au moins deux triangles. Les côtés sont estompés, les 
sommets forment des taches noires assez visibles, de forme quelquefois al- 
longée, le fond est jaune comme partout. » 

Après l'existence des canaux, après leur gémination, remarque à ce propos 
M. Terby, cette /mn^u/a^ton vient mettre le comble aux mystères de Mars. 
Quelle analogie entre cette figure et le canevas trigonométrique de nos opé- 
rations géodésiques. Et ce côté double ! Et ces sommets plus foncés ! 

M. Schiaparelli ajoute : « Le Triton s'est changé en un golfe très large 
de la mer Gimmérienne ; c'est là un fait des plus frappants et des plus in- 
structifs* » 

Dans une lettre du 21 mai, l'astronome italien ajoute encore : 

Le 20, le lac du Soleil, à peu près au méridien, était très pâle et peu visible; 
le lac Tithon se voyait mieux. Iris, Fortuna, Chrysorrhoas, Ganges, Jamuna, 
Hydaspes, tous visibles, Ganges et Chrysorrhoas surtout, simples et droits, mais 
avec de très petites ondulations dans leurs deux bords, qu'on pouvait distin^ 
guer Vun de Vautre. La couleur cependant est si peu foncée (je crois que c'est 
Une nuance de rouge), qu'il y a quelque difficulté à constater toutes ces lignes, 
et je doute qu'elles soient visibles avec un 8 pouces : avec 200 et 350 je n'ai pu 
les voir, mais avec 500 et 650 elles étaient distinctes. La môme couleur peu 
foncée rend difficile à voir les doux lignes du Nil^ qui est bien double; les deux 
bandes sont assez larges et leur position est exactement celle de ma carte; elles 
sont bien dessinées. Double aussi, mais mal dessiné et estompé est le Nilokoras. 
Le trait de droite du Nilokeras coupe lé pont d'Achille, qui se trouve par Ifi in- 
terrompu à son extrémité droite; le reste de ce pont existe encore, mais enfumé 

(•) Ciel et Terre, août 1888. 



1888 



SCHIAPARELLI. - OBSERVATIONS NOUVELLES. 



423 



et mal défini. La mer Acidalicnnc et le lac IIyi)erboreus ont plusieurs ramifica- 
tions que je vois pour la première fois. 

Ainsi, on distinguerait maintenant les deux bords de certains canaux, les- 
quels bords sont un peu plus foncés que rinlêrieur. Cette nouvelle décou- 
verte ajoute encore au mystère. 

Fig. -224. 




Viio lélcscopiqhc de Murs, d'après M. SchiaparcUi, les 8, U ci 10 mai 1888. 

( b =z cspaccâ blaDc<^). 

Le 28 mai, le directeur de l'Observatoire de Milan écrivait de nouveau : 

Hier, la longue traînée de TEuphrate se présentait à peu près comme dans le 
dessin ci-joint {fig. 226). Le tronc ax paraissait simple avec une direction diffé- 
rente de l'ordinaire; ab, gémination très régulière, un peu sombre mais distincte; 
bc, gémination forte mais mal définie, blanc des deux côtés et au milieu; ed, 
triangle fort allongé, lignes fortes mais peu définies; d, autre lac hyperboréen; 
6, Lacus Ismenius, double; c, autre lac moins grand, double; a, Lacus Sirbonis 
de 1879, double; af, Orontes, bien visible; fb,îliddeke\, peu sûr; ec, ligne déliée 
mais bien marquée; beg^ Oxus et Indus, faciles à voir; lac e un beau point noir; 
6e/i, Deuteronilus, bien visible; ck, Callirrhoe, bien visible. On le voit, tous ces 
lacs sont doubles ! 

La fig. 225 était accompagnée d'une note datée du 7 juin, dans laquelle 
Tastronome italien s'exprimait comme il suit : 

Je croyais avoir vu asses bien la planète les 9, 25 et 27 mai et je commdnçais 



i-2\ 



LA PLANÈTE MARS. 



h être presque salistait, ayant pu coiistaler au moins trois ou quatre gémiiialions. 
Mais j'ai été détrompé ilc la manière la plus heureuse le '1 et le 4 juin; et scule- 
raeut alors j'ai pu me faire une idée de la force d'un )8 pouces sur Mars! Je me 
suis aperçu alors que les mémorables jouroées de 1S79-I8S0 et de 1S82 étaient 




Fin- ■;■;;., — Vue tiilBscopiquc de Mars, d'après M , Scliia(iarelli, les 3, 4 cl li juin 1888, 
revenues pour lo première fois, et qu'cnflu jo revoyais ces images prodigieuses 




Fig. i!6. — l'YagMont de la géoeraphie de Mars, d'après H. SchiaparoUi. (Dessin du ïïmaLlSSS-l 

qui se présentaient dans le champ comme une exquise gravure sur acier, relevée 
de toute la magie des dûtails, et mon seul regret était d'avoir le disque réduit à 



m 



SCUUPARELLl — OBSERVATIONS NOUVELLES. 



435 



12' Uo diamètre. Non soulement j'ai confirmé la gëmiiiation du Nopeiithès Iquan- 
tuvi mutatus ab illo!) et la réapiiarition du lac Tritoa de 1877, mais j'ai revu 
aussi le lac Mœris réduit à un très petit point, mais toutefois parfaitement visible 
et à peiue séparé de la Grande Syrte. Hephœstus a disparu tout à fait. La Nilo- 
syrte n'avait aucune interruption; il est vrai cependant ({ue, dans la Syrtia Magna, 
tes derniers jours de mai, on voyait une petite lie assez brillante (Œnotria) qui, 
avec les grossissements faibles, produisait l'apparence d'une espèce de pont; 
mais cela disparaissait avec 500. Maintenant, ce phénomène a cessé tout à fait et 
Œnotria n'est presque plus visible. l/Euphrate est encore double tout entier, 
mais il n'est plus aussi évident que le 27 et le 30 mai. Cependant hier il so pré- 
tait encore assez bien, les deux traits un peu estompés et la partie du dessous du 
lac Ismenius mieux que la partie au-dessus... Callirrlioe et Protouilus sont deux 
gémioations très étroites, mais géométriquement parfaites et très noires. Cal- 
lirrhoc surtout: avec le grossissement de 650 cela se voit sans le moindre doute. 
Les deux traits de Callirrhoc sont égaux; dans lo Protonilus, le trait supérieur 
est beaucoup plus minco qno l'inférieur, quoique parfaitement tracé. Le l'hison 
est double, à peu près comme Eupbrates ; Astaboras double aussi, mais plus visible 
& gauche du Phisou. Tiphonius et ûrontes simples; simple aussi une ligne noU' 
velle marquée .v sur le dessin. 

L'Oxus a faibli beaucoup, et dernièrement je ne le voyais plus, tandis qUû 
rindus a reparu. L'iïiddekel est presque invisible; !c Gehon est un peu enfumé, 
il va à un petit lac, d'où sortent deux lignes à droite vers le Lacus Miliacus. Mais, 
ce qui est le plus extraordinaire et le plus inattendu, ce sont les changements 
survenus depuis un mois dans la Boréosyrto et dans les régions environnantes; 
l'esquisse que j'en donne n'est pas définitive, car il y a quelques petits détails 
sur lesquels j'ai besoin de répéter encore mon examen; cependant leurs gémina- 
lions et leur disposition sont hors de doute. Quel étrange cnchevêtrcuient! Que 
peut signifler tout cela'/ Évidemment la planète a des détails géographiques 
fixes, semblables k ceux de la Terre, avec golfes, canaux, etc., à plan régulier. 
■Vient un certain moment, tout cela disparait pour faire place à ces grotesques 
polygonations qui, évidemment, s'attachent à représenter approximativement 
l'état antérieur, mais c'est un masque grossier et je dirai presque ridicule. 
L'étude du Népeuthès, sous ce point de vue, est fort instructive, et ce qui arrive 
dans la Boréosyrto est du même genre; seulement ici la grande obliquité de la 
vue rend l'étude plus difficile. C'est en vain qu'en 1884 et en 1S86 j'ai tâché de 
démêler avec le 6 pouces ce qui arrive dans cette région. 11 fallait le iS pouces 
pour cela. 



Voilà celtes des observations qui paraissent faites avec la plus rigoureuse 
précision. Comment ponaer que l'auteur d'une analyse aussi soignée soit 
dupe d'illusions? L'application de son équatorial aux mesures d'étoiles 
doubles comme à l'examen des détails de la géographie martienne , témoigne 
que les résultats obtenus correaponOent aux grùssissemenls employés, selon 



k. 



426 LA PLANÈTE MAttS. 

la position.de Tastre et la transparence atmosphérique. Dans un cas comme 
dans Tautre, il est bien difficile de mettre en doute la valeur de ces obser- 
vations. 

Pourtant, dès que le gigantesque équatorial de près d'un mètre de dia- 
mètre (O^jQl d'ouverture libre) du nouvel Observatoire du mont Hamiltoii 
fut installé, les astronomes de cet Observatoire se sont empressés de le diriger 
sur Mars pour vérifier ces belles découvertes, et n'y sont pas parvenus. On 
abien vu des a canaux », mais larges, vagues, à peine identifiables, et jamais 
dédoublés. 

Il faut donc admettre que M. Schiaparelli a une vue extraordinaire, une 
persévérance qui sait attendre très longuement les plus fugitifs moments 
de visibilité parfaite, et, en troisième lieu, un excellent instrument. Nous 
l'admettons. 

Mais que conclure de ces merveilles ? 

C'est ce que nous examinerons à la seconde Partie de cet Ouvrage, à la- 
quelle nous renvoyons aussi les dissertations générales que nous avons 
publiées à propos des observations précédentes '/). 

CXXXII 1888. — HoLDEN, ScH.EBERLE, Keeleii. ObservaUons fciHes à l'Obscv- 
vatoire Lick à laide de la plus puissante lunette du monde [■]. 

Ces observations sont faites pour nous désespérer. Plus on consacre de 
temps, d'études et de soucis à l'analyse des observations nombreuses et 
variées faites sur cette mystérieuse planète, et plus on est embarrassé pour 
en déduire une opinion définitive. Et pourtant, il n'y a pas d'autre moyen 
de nous instruire sur ce point. Des observations, encore des observations, 
et toujours des observations. Examinons, comparons, discutons. Mais nous 
ne pouvons pas sortir de là. Ah! il serait facile d'éviter tout tracas. Ce serait 
de regarder comme non avenues les observations qui ne concordent pas 
avec les dessins les plus sûrs, avec les configurations certaines des taches 
de la planète, et de ne pas s'inquiéter des divergences, en les attribuant 
tout simplement à des erreurs. Ce serait là un moyen commode et expé-» 
ditif. Mais il serait dangereux de l'employer; car ce sont peut-Otre préci- 
sément ces divergences, ces difficultés, qui nous mettront sur la voie de 
déterminer les caractères physiques spéciaux de cette singulière et énigma- 
tique planète. 

La plus puissante lunette du monde a été appliquée à l'étude du globe dé 

(') Voy. LAslvonomic, novemlirc 1888, p. 41G. 
[') L Astronomie t mai 1889, p. 180. 



IlOLUEN, SCll.EiJKltLE, KEELElt. - OltSER VATIONS. 



*27 



Mars, par un astronome distingué el accoutumé depuis longtemps aus ob- 
servations, M. Holden, le sympathique directeur de l'Observatoire du mont 
Hamilton. L'immense objectif de O^.fll d'ouverture libre a donné les meil- 
leurs résultats dans les mesures d'étoiles doubles et possède une remar- 
quable puissaneo de déflnition. Kli bien, il faut avouer que les dessins 
obtenus par MM. Holden, Schœberle et Keeler, à l'aide de ce colossal équa- 
torial armé de grossissements de 350 et 700 fois, ne coiTespondent ni avec 
ceux de M. Schiaparelli à Milan, ni avec ceux de M. Perrotin à Nice. Chaque 
astronome a-t-il donc, au physique comme au moral, sa «manière de voir »? 
l'ourlant, il y a des limites à l'équation personnelle. L'.islronomie est la 
science la plus exacte entre toutes ses sœurs. Il ne. faut pas qu'elle perde 
son renom. Et elle ne peut pas le perdre. Les observateurs peuvent différer 
dans certaines appréciations de nuances, d'étendue, de formes, de positions 
raiîme, lorsqu'il s'agit d'aspects àpeine perceptibles, mais vraiment nous ne 
pouvons pas admettre que nous voyions des choses qui n'existent pas. 

Les observations de la planète Mars n'ont pu commencer à l'Observatoire 
récent du mont Hamilton que lu 16 juillet 1888, c'est-à-dire plus de trois 
mois après l'opposition, qui avait eu lieu le 11 avril. La planète était déjà très 
éloignée de la Terre, diminuée à un disque inférieur à 9", et à une distance 
zénithale de 60°. Ce ne sont pas là assurément de fort bonnes conditions. 
Cependant les satellites étaient bien visibles. 

Bu 16 juillet au 10 août, les astronomes de Californie ont pu faire, entre 
autres, vingt el un dessins de la planète. Nous choisissons parmi ces des- 
sins une série de huit pour être offerte à nos lecteurs. Le Directeur de l'Ob- 
servatoire Lick reconnaît lui-même qu'ils ne concordent pas avec ceux que 
nous avons publiés, « Pour la Libye, en particulier, écrit M. Holden, nos 
observations des 25, 26, 27. 29 et 31 juillet, qui s'accordent bien entre elles, 
dilTèrenl matériellement de colles de N'ice faites en avril et mai, et publiées 
par L'Astronomie de juin 1888, p. 214. Nos dessins montrent cet aspect i peu 
près tel que M. Schiaparelli l'a vu en 1877 et 1878. » 

Considérons notamment les dessins 1, 2, 3 et 4 {fig. 327). Les longitudes 
du méridien central de ces disques sont respectivement 30ri°, 310°, 3]8' el 
278", c'esl-à-dire que la mer du Sablier, i|ui est à droite du méridien central 
sur le premier de ces dessins, arrive juste au centre sur le second, l'a un 
peu dépassé sur le troisième, et un peu plus encore sur le quatrième. 

il est impossible de regarder avec un peu d'attention ces quatre vues de 
Mars, prises respectivement le 27 juillet, à8''0'". — le même jour, à 8*15'", — 
le 26, à 8''10'», — el te 29, à 7''28"', sans être frappé de leurs dissemblances. 
Ainsi, par exemple, la fly. I el la fiij. '2 ont été faites à peu près à la même 
heure et au même instrument, la première. :i 8''0'"i par M. Holden, la se- 



^ 



43R 



LA l'LANÈTE MARS. 



condc, à «"lu™, par M. Koeler. NouS pouvons ceriaiaement penser que îa 
différence des deux dessins provient de la différence de la manière de voir 
des deux observateurs, car il serait de lu dernière lémérité d'imaginei' 




qu'en un quart d'heure la planète ait subi une pareille métamorphose, 
môme en faisant intervenir les nuages de son atmosphère. 

Tout diifère dans ces deux dessins : largeur de la mer, canauxde gauche, etc. 
Cette divergence noua montre qu'il faut mettre la plus grande circonspection 
dans nos conclusions relatives ans changements observés à la surface do la 
Itlaoète' Nous devons penser notamment que les deux larges iraînées verti ■ 
cules dtissinéce parM. Holden su.v la fiij. 1 , représentées également parlai 



IIOLDBN, SCn^BERLB, KBELBH, -• OBSERVATIONS, 439 

/ijr.3, et donl l'une est légalement représentée /'"j.t, par le môme observaipiir, 
ont été exagérées sur res dessins, 

Si nous choisissons une série de quatre autres vues, nous en recevrons la 
Tiiiîme impression, Comparons, par exemple, la /iV;. 5 [fig. 228), prise le Saortl, 




ù "•'28"' (longitude = 211°|et la /iff.6, prise le m^me jour, à 7'' 40" [longitude 
^^213"), toutes deux par M. Holden. Croirait-on qu'il s'agisse là de la même 
face de la planète ? Considérons également les fig. 7 el 8 dessinées, la pre- 
mière le 25 juillet, à 8''0", la seconde le lendemain, à 8''40'", et représentant 
aussi l'une et l'autre le même hémisphère marlien, à la longitude centrale 
de 325° (croquis de M.Keeler).Ouelle différence d'aspects! La dernière nous 
donne assez bien rimpressioo de la géographie 'de Mars, mais celle de la 
veille en diffère essentiellemeni, El ne concluons pas non plus à un chan- 



430 LA l'LANÈTr ilAIIS. 

gement réel opôré en vîogl-quatrc heures dans Ijispect do la {ilanèle ; 
ce même jour, 25 juiUoI, à 7" 15"' et 8''20'", deux autres esquisses ditrérent 
presque autant de notre /ig. 7 que celle-ci diffi^re de lufig.S: au Heu d'un 
aepect rectangulaire, l'ensemble des taches sombres ofTre un aspect ovale 
parfaitement prononcé. 

Les auteurs de ces vues de la planète Mars déclarent d'ailleurs qu'ils n'oni 
fait là que de simples esquisses et non des dessins complets. Regrettons que 
le gigantesque équatorial, à l'aide duquel ces observations ont été obtenues, 
n'ait pu être monté que trois mois après le passage de Mars à sa situation 
la plus favorable. 

Avouons néanmoins sans fard que ces observations, venant après celles 
de M. Scbiaparelli et obtenues à l'aide de la plus puissante lunette qui existe 
au monde, sont un peu faites pour nous déconcerter. 



CXXXIII. 1888. — WrsLiCENua. Mesures micromitriçues ['). 
Par une nouvelle méthode, cet observateur, astronome à l'Observatoire de 




Kig. S29. — Mesures microm^tnqucs de M. WlsllcenuB, en 1S88. 



Strasbourg, a pria, du 2 au 13 mai 1888, la position de sept points princi- 
paux de la sphère martienne et a construit la petite carte ci-dessus II s'est 

{') AatronomiBche Nachrichten, N- 2872, 



1888 PU. GÉRIGNV. — LES MARÉES SUR MARS. i31 

servi d'une lunette de 6 pouces armée d'un grossissement de 256. Ces points 
sont les suivants : 

I.oiipitudc. Latitndo. 

1 . Mer du Sablier 294- .:» -^ 14* ,6 

2. Point nord du marais Colot"' 293 ,t -- 42 ,i 

3. A gauche do la mer du Sablier. . . 271 ,C -:- 15 .4 

4. OKnotria et Japygie 293 .6 — 7 ,9 

5. Stygia Palus 198 ,0 -i- 28 ,1 

G. Kunostos 223 ,7 -r- 25 .G 

7. Cyclopum 219,5 -.- 2.0 

Angle de position de Taxe de Mars 31', 5 

Distance polaire de la neige boréale 3 ,5 

Longitude de la neige polaire boréale 281 ,1 

Cette nouvelle carte ne ressemble guère aux précédentes. Il est vrai qu elle 
ne représente qu'une esquisse. 

CXXXIV. 1888. — Pu. Gérigny. Les marées sur Mars {^), 

Celte question a déjà été étudiée plus haut (p. 341). Nous avons prié 
M. Gérigny, le savant secrétaire de L Astronomie^ d'en faire un nouveau 
calcul, et voici le résultat de son investigation. 

# 

Les modifications si remarquables qui ont été observées dans ces dernières 
années à la surface de la planète Mars, paraissent causées par de grands déplace- 
ments de la masse liquide qui recouvre en partie ce globe planétaire : nous 
aurions ainsi assisté tantôt à de véritables inondations, tantôt à des retraits de la 
mer sur de vastes étendues. De pareils phénomènes suggèrent naturellement 
ridée que les marées qui peuvent exister à la surface des océans de la planète 
n'y sont peut-être pas étrangères. Il serait donc d'un haut intérêt de pouvoir cal- 
culer l'importance des marées produites par les deux satellites et par le Soleil. 
J'ai cherché, sur l'invitation de M. Flammarion, à entreprendre ce calcul; mal- 
heureusement, en ce qui concerne les satellites, les éléments font presque abso- 
lument défaut, puisqu'on en ignore les masses. On sait seulement qu'ils sont 
très petits, et Ton connaît la faible distance qui les sépare de la planète. On peut 
donc penser a priori que leur proximité compense leur petitesse et leur permet 
d'exercer des effets appréciables* sur le niveau des océans de Mars; mais, pour 
calculer ces effets, on est réduit à des hypothèses. 

En raison du peu d'éclat de ces petits astres, on est conduit à leur attribuer uu 
diamètre extrêmement petit. J'ai supposé 12 kilomètres de diamètre pour le pre- 
mier, IG pour le second, qui est un peu moins brillant. Ces nombres m'ont été four- 
nis par M. Flammarion. J'ai supposé la densité des satellites égale à celle de la 
planète. J'ai admis, pour la distance du premier, 2,771 rayons de Mars, et pour la 

v'; L'Astronomie, 1889, p. 384. — Bulletin de la Société Astronomique de France, 
septembre 1889. où l'on trouvera tous les détails du calcul. 



432 LA PLANÈTE MARS. 

distance du second, 6,201. Co sont les nombres donnés par M. Hall. Pour sim- 
plifier le calcul, j'ai supposé un globe sphérique solide ayant le rayon de la pla- 
nète recouvert d'une couche liquide dont j'ai négligé l'épaisseur, et j'ai déter- 
miné l'équation de la surface libre de cette couche, supposée en équilibre relatif 
sous Taction des attractions de Mars et de chaque satellite isolément, ce qui m'a 
permis de calculer les hauteurs des deux protubérances produites sur cette sur- 
face aux deux points de Mars qui ont le satellite à leur zénith et à leur nadir. 
Il se présente ici un résultat remarquable qui n'a point son analogue dans les 
marées terrestres : c'est que, grâce à la proximité des satellites, les deux protu- 
bérances opposées sont loin d'être égales. Ainsi, pour le premier satellite, la 
protubérance qui a le satellite au nadir est seulement un peu plus de la moitié, 
les I de celle qui a le satellite à son zénith. Pour le second, la protubérance 
nadirale est les j\ de celle qui lui est opposée. Ces résultats sont indépendants 
de la masse des satellites, et ne dépendent que de leur distance à la planète. 

Quant à la hauteur même de ces protubérances, il ne faut pas la confondre 
avec la hauteur de la marée ; celle-ci est généralement beaucoup plus grande et 
dépend de plusieurs éléments inconnus, parmi lesquels figure essentiellement la 
configuration des côtes. C'est ainsi que, sur la Terre, on observe dans la Manche, 
en un lieu bien éloigné de ceux qui peuvent avoir le Soleil ou la Lune à leur 
zénith, des marées de i3 mètres, tandis que la protubérance due à la Lune n'est 
que de 0",50, et celle qui est due au Soleil 0",25, soit au total 0",75. A la latitude 
do Granville, cette protubérance serait réduite environ de moitié à la surface 
du niveau des mers. La hauteur de la marée est donc égale à celle de la protu- 

bérance multipliée par ' • \ ou environ 35. 

Pour interpréter les nombres que nous allons donner, il faut donc bien se garder 
de les considérer comme donnant les différences de niveau entre la haute mer et 
la basse mer; il faut les comparer avec les nombres correspondants pour les 
marées terrestres, soit : 

0",50 pour la marée lunaire, 

,25 solaire, 

,75 pour les grandes marées des syzygies. 

Avec les dimensions adoptées pour les satellites, les hauteurs des protubérances 
sont extrêmement faibles. J'ai trouvé : 
1° Pour le premier satellite, 

Protubérance zénithale : l"'",79, 
» nadirale : 1 ,05: 

2® Pour le second satellite, 

Protubérance zénithale : 0"",088, 
y nadirale : ,082. 

Ces résultats sont tout à fait insignifiants : ils correspondent à des marées 



PII. GËfllGNY. — LES MARÉES SUR MARS. 



433 



beaucoup plus faibles que celles que l'on observe dans la Méditerranée : ils ne 
représentent qu'une fraction infime delà marée solaire de Mars, pour laquelle le 
calcul donne une protubérance de 55""", soit à peu près le cinquième de la marée 

solaire sur la Terre. 

Si donc les satellites sont aussi petits que nous l'avons supposé, il faut renoncer 
à attribuer aux marées une influence appréciablo sur les phiinom^nos d'inon- 
dation dont nous avons été témoins; mais les dimcnsious admises sont peut-être 
bien au-dessous de la réaliti?, et la hauteur des protubérances est proportionnelle 
& la masse du satellite correspondant, c'est-à-dire au cube de son diamètre. 
Si l'on double les dimensions adoptées, ce qui porte les diamètres  24 et 20 ki- 
lomètres, les protubérances deviennent Luit fois plus grandus, c'est-à-dire 



En admettant le triple pour les diamètres, soit ^'i et 30 kilomètres, les chiffres 
primitifs seront multipliés par 21 et deviendront 



Les marées dues au second satellite restent négligeables: mais celles du pre- 
mier deviennent comparables à la marée solaire. Endn, si l'on multiplie les dia- 
mètres primitifs par 10, ce qui donne 130 et 100 kilomètres, diamètres encore bien 
petits pour des astres visibles à la distance do Mars et dans sa proximité immé- 
diate, les hauteurs primitives seront multipliées par 1000 et dcviendrout : 



Les marées ducs au second satellite restent encore bien faibles : mais celles du 
premier atteignent le double des marées océaniques terrestres. 

11 résulte des calculs précédents que le second satellite est, en toute hypo- 
thèse, sans iulluence appréciable, son action n'étant guère que la vingtième partie 
de celle du premier; mais celui-ci, si sa masse est assez forte, peut donner nais- 
sance à des marées au moins aussi importantes que celles que nous obsen'ouË 
dans nos mers. 

Comme nous l'avons fait remarquer plus haut, la hauteur de la protubérance 
de la surface de niveaji n'est qu'un des éléments qui interviennent dans le phc'- 
nomène des marées. La mer ne prend jamais son équilibre ; mais la masse liquide 
exécute, sous l'attraction du satellite, une série d'oscillations dont la durée est 
égale au temps qui s'écoule entre deux retours consécutifs du satellite au m^me 
méridien et naturellement, dans cette oscillation, elle dépasse sa position d'équi- 
libre, de sorte que la hauteur de la marée est nécessairement plus grande que 
celle do la protubérance. 11 est assez naturel d'admettre que, plus les oscillations 



Kl,,»» 



- Mur 



AU LA PLANÈTE MARS. 

sont rapides, plus furieux sont les mouvements dû la mer, et plus haute est la 
marée. Or, le premier satellite^ le seul qui paraisse intéressant dans la question, 
exécute sa révolution autour de Mars en 7>>39™15», tandis que la planète tourne 
en 24'»37°>23»; il en résulte que ce satellite revient au même méridien au bout 
de ll'»6"»24*. C'est donc dans ce court intervalle de moins de douze heures que 
s'exécute la double oscillation de la marée; c'est pendant ces douze heures que la 
mer est deux fois haute et deux fois basse, de sorte qu'il ne s*écoule pas six heures 
entre deux pleines mers, et à peine trois heures entre la haute mer et la basse 
mer. Cette rapidité des mouvements de flux et de reflux contribue vraisembla- 
blement à augmenter dans d'assez grandes proportions la hauteur de la marée. 

La configuration des mers de Mars, évasées d'un côté et se terminant par 
d'étroits canaux, se prête encore admirablement à l'augmentation du niveau des 
pleines mers. Il doit se passer dans ces mers allongées un phénomène ana- 
logue à celui qui se produit dans la Manche. La vague du fiux, produite au sein 
de rOcéan, se propage dans un bassin dont les bords se rapprochent l'un de 
l'autre : la masse d'eau se trouve ainsi de plus en plus resserrée, et la vague doit 
nécessairement s'élever à mesure qu'elle avance, pouvant ainsi atteindre à des 
hauteurs considérables. Le satellite tournant plus vite que la planète, les marées 
de cette planète se propagent en sens inverse des nôtres, c'est-à-dire de l'Ouest 
à l'Est. Qu'on examine sur une carte la configuration de la mer du Sablier, et l'on 
comprendra que le flux arrivant dans l'océan Dawes viendra s'engouffrer du Sud 
au Nord dans la mer du Sablier, s'élevant à des hauteurs de plus en plus consi- 
dérables à mesure que les rives se rapprochent. Un phénomène analogue doit se 
manifester dans une foule d'autres régions de la planète. Il est assez vraisemblable 
que, dans ces longs détroits, il doive se produire à chaque marée de véritables raz 
de marée, des barres analogues à celles de la Seine ou du fleuve des Amazones. 
De plus, comme les oscillations d'une masse liquide se propagent indifféremment 
dans tous les sens, et que les bras de mer de Mars mettent en communication 
des océans différents, il doit arriver dans certains d'entre eux au moins que le 
flux provenant de deux océans opposés s'y propage en sens inverse. Qu'on juge 
de ce qui peut se' produire quand les deux vagues, marchant en sens inverse, 
viennent à se rencontrer. 

Enfin la marée solaire, quoique faible, existe cependant aussi sur Mars, et elle 
se propage en sens inverse des marées dues aux satellites. Deux fois par jour, en 
un même lieu, les deux flux lunaire et solaire, marchant l'un vers l'autre, vien- 
nent à se rencontrer, ce qui ajoute encore à la grandeur du phénomène. 

Il est enfin une dernière cause qui doit contribuer à donner plus d'importance 
aux marées de la planète MarSi Nous avons déjà dit que, dans ces oscillations, le 
niveau de la mer dépassait de beaucoup la position d'équilibre. En réalité, le pro- 
blème des mouvements de l'Océan est beaucoup plus compliqué que la simple 
détermination de la forme d'équilibre. Lés plus grands analystes du siècle der- 
nier, Lagrange, Laplace, Legendre, se sont occupés de cette importante question, 
et Lagrange est parvenu à démontrer que les densités relatives do la mer et du 



isaM 



PH, GÉRIGNY. - LES MARÉES SUR MARS. 



«35 



niïjau solide de l[i planète mit une grande influence sur le résultat. Il u prouvé 
que si l'amplitude des oscillations de rOct^an reste contenue entre ceriaines 
limites, cela tient à co que la densité de l'eau des mers est plus faible que la den- 
sité moyenne de la Terre. Dans le cas contraire, si par exemple l'Océan était 
composé do mercure au lieu d'eau salée, toute la masse des mers abandonnerait 
sou lit à chatiue marëe, pour se répandre en une inondation formidable sur le 
sol des continents. Sans doute, ce cas extrême ne se rencontre pas sur Mars : la 
densité dos mers y est probablement inférieure & celle de la planète ; mais la den- 
siié do Mars n'atteint pas les trois quarts de celle de la Terro, tandis que l'eau 
y est vraisemblablement la même qu'ici-bas. Le rapport des densités de la mer 
et du noyau intérieur y est donc environ les quatre tiers do ce qu'il est sur la 
Terre. D'après l'analyse de Lagrange, cette augmentation doit se traduire par 
une augmentation corres pondante dans l'amplitude des oscillations du niveau 
maritime. 

Pour toutes ces raisons, si, sur la Terre même, la hauteur do la marée peut 
atteindre jusqu'à 35 fois la hauteur de la protubérance à l'état d'équilibre, il n'y 
aurait rien d'étonnant & ce que, sur Mars, la dilTérence de niveau entre la haute 
et la basse mer atteignit jusqu'à 50 fois et môme 100 fois la hauteur de la protu- 
bérance d' équilibre- 
En résumé, les marées solaires sont bien certainement sur Mars de beaucoup 
inférieures à ce qu'elles sont sur la Terre ; les marées dues au second satellite 
atteignent seulement le vingtième de celles que produit le premier. Quant h ces 
dernières, leur importance est entièrement subordonnée à la masse de ce satel- 
lite. Il se peut qu'elles soient insignifiantes; mais il se peut aussi qu'elles soient 
considérables. Eu tout cas, si l'influence mécanique de ce satellite est comparable 
A celle de la Luac sur la Terre, les mouvements des mers de Mars sont certaiue- 
ment plus tumultueux et plus importants que ceux de nos océans, et si, de plus, 
comme ou le suppose assez généralement, le relief de Mars est très faible, et les 
côtes très peu éievéoa, ces marées doivent donner lieu, quatre fois par jour, à des 
inondations couvrant de vastes étendues de rivage. La Science astronomique 
n'est pas oncore assez avancée pour trancher entièrement la question, puisqu'on 
ignore la masso des satellites de Mars: mais on peut être assuré que la solution 
ne se fera pas bien longtemps attendre, car, fort heureusement, les satellites 
sont au nombre de deux qui exercent une action l'un sur l'autre. Après un nombre 
suffisant d'années d'observations, on pourra certainement déterminer les per- 
turbations liu mouvement de ces deux astres, et en déduire par conséquent 
leur masse. Alors, on pourra reprendre sur des bases certaines le calcul que 
j'ai essayé d'entreprendre, et l'on sera certainement fixé sur l'importance des 
marées de la planète .Mars, et le réle qu'elles ont pu et peuvent encore jouer 
dans les phénomènes et les modifications que nous ol)Ser\-ous à la surface de 
ce globe. 




436 LA PLANÈTE MAKS. 

GXXXV. 1888. — ScHiAPARELLi. La constitution physique de Mars. 

L'éminent astronome de Milan a publié dans la Revue astronomique alle- 
mande Himmel und Erdc et dans L'Astronomie ( * ) une synthèse générale de 
ses recherches. Nous nous faisons un devoir d'en reproduire ici les extraits 
les plus importants et nous sommes heureux d'offrir en même temps à nos 
lecteurs les deux dernières cartes dessinées par M. Schiaparelli lui-même 
sur l'ensemble de toutes ses observations (p. 440). 

A. — Les régions de tons intermédiaires et leurs variations. 

L'ensemble des régions que nous nommons mers ou continents, selon 
qu'elles sont foncées ou claires, occupe la plus grande partie de la surface 
de la planète ; mais il y a d'autres contrées dont l'aspect est variable et qui 
ont parfois le caractère apparent des mers, parfois celui des continents, 
parfois même les deux à la fois. 

Telles sont, entre autres, dans Marc Erythrœum, les deux zones désignées par 
les noms de Deucalionis Uegio et de Pyrrhaî Regio, ainsi que les deux îles nom- 
mées HcUas et Noachis. De cette nature sont aussi, dans la Syrtis Magna, les lies 
Japygia et Œnotria et en général toutes les parties de mer qui ont sur la carte 
une teinte plus claire que celle du reste. Mare Cimmerium et Mare Acidalium 
renferment chacune une contrée de ce genre. Ces régions peuvent, selon des 
différences d'époques et d'angles visuels, présenter complètement ou en grande 
partie les diverses nuances que l'on observe sur les continents comme sur les 
mers de Mars; elles forment ainsi une série de transitions. Elles ne paraissent 
pas être toutes de même caractère, autant que j'ai pu Tobserver jusqu'à présent. 
Il semble que les unes sont plutôt de nature maritime et les autres de nature 
continentale. Ces régions ne sont pas toujours séparées nettement des continents 
et des mers environnantes, mais elles se relient souvent aux uns et aux autres 
par des dégradations insensibles de lumière et de nuances, ainsi qu'on le voit par 
divers exemples sur nos cartes. 

Une des plus remarquables parmi ces régions intermédiaires est la Deucalionis 
Regio, qui se trouve dans Mare Erythrœum, où elle forme une presqu'île coudée 
à angle droit. Elle est nettement limitée du côté qui touche au continent, tandis 
que, de tous les autres côtés, elle se perd en tons dégradés. Sa couleur tient le 
milieu entre celle des continents et celle des mers; elle tire tantôt sur le jaune, 
tantôt sur le gris; près du bord, on la voit parfois prendre une coloration gris 
blanc. En tout cas, elle m'a paru assez claire pour être nettement distinguée sur 
le fond sombre qui l'environne. On ne peut en dire autant de la Pyrrhœ 'Regio 

(• I Himmel umi Erde^ 1888. — UAstronomiCy janvier, février, mars et avril 1889. 



SCHIAPARELI.I — CONSTITUTION PUYSIOUE DE MAtIP. 



137 



elle peut devenir assez foncéo (surtout dans la partie voisine du continent) ponr 
qti'oQ ne puisse pas in distinguer du reste de la Mare Erytbrœum. 

l/ile Cimmcria, longue lando qui, sur la P(. //, occupe une partie considé- 
rable de la Mare Cimmeriuin est plus remarquable i cet égard que toutes les mitres 
régions mixtes. 

En 1877, cette naor Cimmérieune tout entière parut d'une couleur très foncée; 
elle fnt même désignée alors comme une des parties les plus foncées de toute la 
surface de Mars. En 1879. elle ne présenta aucun cbanj^ement; tout ce que l'on re- 
marqua alors, ce fut que la couleur, tout en restant très foncée, i^tait moins sombre 
qu'en 1877. Vers la fin de 1881, cette tache coutrastait encore fortement avec le 
jaune qui l'entourait; mais, le 3 février 188-;, lorsque cette partie de la planète 
devint visible, on aperçut, pour la première fois, une longue bande en forme de 
comète, qui s'étendait sur plus de SO», entre 300" et 235° de longitude. Celte obser- 
vation put être confirmée le 4, le 5, le 6 et lf( 7 février; plus tard, il ne s'offrit aucune 
occasion de bien observer cette localitt?. Je ne trouve dans mon journal aucune men- 
tion relative à l'île Cimmeria pendant l'opposition de 1884. En ISSfi et on 1838, cette 
région se présentait sous un angle très oblique ; aussi les observations n'étaient- elles 
pas très précises. D'oprûs l'impression ressentie, l'île Cimmeria était visible. 

Les métamorphoses de la grande Ile nommée Hellas sont plus complexes, mai« 
non moins remarquables. En 1877, vers la fin du solstice austral de Mars, celte 
région formait une île très régulièrement ronde ou très peu allongée, dont le din> 
mètre ne comprenait pas moins de 30 degrés; ordinairementjaune, elle paraissait 
plus blanche quand elle se trouvait près du bord du disque que quand elle était 
voisine du méridien central. Une fois (le 16 décembre 1877), je l'ai vue presque 
aussi blauche et aussi brillante que la région polaire; le 21 décembre, cependant, 
la couleur primitive était presque déjà rétablie. Pendant l'opposition de J879 H 
1880, elle avait encore une forme approximativement ronde, mais elle présentait, 
au lieu d'une surface brillante, un éclat trouble et inégal, qui devenait plus mat 
vers la partie supérieure gauche (dans l'image télescopique renversée). Elle était 
traversée par deux canaux nettement visibles, dont l'un était & peu près paral- 
lèle au méridien et l'autre au cercle de latitude. (En 1877, on ne voyait que le 
premier de ces canaux; encore n'était-il que difficilement visible, (C'est ainsi que 
l'ile paraissait être divisée en quatre quarts. Au mois de janvier 1880, les deux 
quarts inférieurs seuls étaient jaunes; les autres priiseutaient une couleur bien 
plus foncée, et de ces derniers, le gauche était plus foncé que le droit. Pendant 
cette opposition également ( 1879 à 1880], llellas se montra plus brillante vers le 
bord que vers le milieu du disque; plusieurs fois elle a paru blanche. En 1879 et 
1880, elle parut, à vue d'œil, un peu plus petite qu'en tS77. Pendant l'opposition 
de 1S81 à 188S, on constata que son éclat avait sensiblement diminué: sa couleur 
était gris cendré clair; ses contours manquaientde précision, et parfois elle n'ap- 
paraissait que comme un nuage qui se dissipe. Dans quelques cas seulement, et 
vers le méridien central, elle prit une couleur brun jaune, comme celle de la 
Regio Deucalionis. Elle fut en outre divisée par les deux canaux ou croix, mais 



438 LA PLANÈTE MAHS. 

ses dimensions avaient notablement diminué, et eu divers endroits, ses anciennes 
limites étaient plus ou moins occupées par la mer, de sorte qu'elle avait pris la 
forme de trapèze aux angles arrondis, comme on le voit PL I et //. Lors des 
oppositions suivantes, Hellas apparut toujours plus obliquement par rapport au 
rayon visuel; elle avait l'air d'une tache blanchâtre d'aspect nébuleux et de forme 
peu précise. Son diamètre ne dépassait certainement pas 12° à 15°. Parfois plus 
blanche et plus brillante que d'ordinaire, on aurait pu la confondre avec la tache 
polaire boréale. 

 certains égards, la région nommée Libye paraît appartenir elle aussi à la 
catégorie dont nous parlons ; elle se trouve sous Téquateur, et par conséquent on 
peut l'observer facilement dans toutes les oppositions, quelle que soit l'inclinaison 
de l'axe de la planète. En 1877, cette région avait pour limite, du côté de la Marc 
Tyrrhenum, un arc élégant et régulier se terminant vers le Nord en une pointe 
mince et allongéo (Osiridis Promontorium). La surface de cette pointe était recou- 
verte d'une ombre qui était d'autant plus forte qu'elle se rapprochait davantage 
de l'extrémité. Vers le Nord, la Libye était bornée par un canal à peu près semi- 
circulaire, sur le milieu ou sur le sommet duquel on apercevait quelque chose 
ressemblant à un point sombre ; je donnai à cette localité le nom de lac Mœris. 
En 1879, je trouvai qu'une partie de la Libye avait été envahie par la Syrtis Magna, 
de sorte que cette dernière arrivait jusqu'à la ligne AB (fig, 230); la région de la 
Libye, à droite de la ligne AB, était devenue complètement foncée, do jaune qu'elle 
était d'abord, et elle avait pris la teinte de la mer voisine avec laquelle elle s'était 
fondue. Le promontoire d'Osiris avait été supprimé par cet envahissement de 
la mer, le cours du Népenthès s'était raccourci et son embouchure s'était trans- 
portée en B ; le littoral de la Syrtis Magna avait pris une autre courbure et s'était 
notablement rapproché du lac Mœris. Enfin l'ombre indécise qui, en 1877, recou- 
vrait le promontoire d'Osiris, s'était avancée jusqu'au milieu de la Libye; elle 
enveloppait en môme temps le lac Mœris, qui, auparavant, était situé tout à fait 
en dehors d'elle. L'autre partie de la Libye (c'est-à-dire la moitié gauche) avait 
pris une couleur rouge bien plus foncée que pendant l'opposition précédente. Pen- 
dant les années 1881 et 1882, je ne vis point se produire de changement; je remar- 
quai seulement que la surface de la Libye, offrant toujours une teinte rouge, res- 
semblait à un tissu grossier tellement rempli de petites taches, qu'il n'était pas 
facile de les distinguer les unes des autres. Lors de l'opposition de 1884, l'enva- 
hissement de la mer avait progressé jusqu'à la ligne CDF, ainsi qu'on le voit à 
l'inspection du dessin (fig. 230), de sorte qu'elle avait fait disparaître une grande 
étendue de la Libye et una petite partie de Regio Isidis. Le lac Mœris qui, en 1877, 
se trouvait au milieu du Népenthès, était maintenant arrivé presque contre son em- 
bouchure. La Libye, au lieu de présenter un arc de belle courbure, formait, entre 
la Grande Syrte et la mer Tyrrhénienne, un promontoire ressemblant à un angle 
à pointe émoussée. Elle conserva aussi, en 1884, indépendamment de la couleur 
foncée qui la distinguait de son entourage immédiat, l'aspect d'un tissu d'appa- 
rence floconneuse, comme si cette région eût été couverte d'innombrables petites 



SCHIAl'AHELLI - V.AUIATEONS DES lUVAUES. 



i;[9 



taches se confondant les unes avec los autres. Pendant l'opposiliun de I88B. l'état 
des choses ne parut pas différent, en gCnéral, de celui fiui avait été observé eu 
1 SSi ; je dois touterois faire remarquer que cette partie des observaticos oe fut 
pas très favorisée par le temps. Enfln, au mois de mai 1388, In Libye parut trôs 
raccourcie au voisinage du méridien, comme on le voitausai dans les observations 
faites ù. Nice par M, Perrotin. Cependant les observations des G, 7 et 8 mai la 




la plftDËte Mars lions le riviu^e de la 



le fijrrlL- 1 



montrèreot d'une couleur blanchâtre sale, au voisinage du bord droit du disque 
do Mars, phénomène qui complète l'analogie de cette région avec celles dont il 
vient d'être question. Le lac Mœris resta visible, bien que très difUcilement; il se 
trouvait tout près dp l'anglo Inférieur droit de la Libye, près de Tembouchure du 
Népeathès, dans la Syrtis Magna. A diverses reprises, la Isidis Rcgio (au-dessous 
du Népenthésl parut très claire, et le contraste avec la couleur brunâtre de la 
Libye en devint plus sensible. Pendant cette même opposition, la couleur de la 
Syrtis Magna ne fut pas aussi noire que dans les oppositions précédentes de 1877 
& 18K4, mais d'un gris plus clair, sauf dans quelques petites bandes dont il n'y a 
pas lieu de parler pour le moment. Il n'y avait donc pas grande différence de ton 
entre la Libye et la Syrtis Magna, bien que la coloration ne fut pas la même et 
que la limite entre l'une ot l'autre restât assez nette |'|. 

C} Ce qui vient d'être dit du ton gris ol changeant de la Libye sereconoa!t depuis les 

dessina de Lockycr (1SS3, p. 157 el I5S], Kidser (I8R4. p. 178), Dawes (1861. p. tS7), 
Green (1873, p. S19), etc., comme déjà nous l';.voi;s remarque-. 



L 



440 LA PLANÈTE MARS. 

Je pourrais prendre, dans mon journal, plusieurs autres exemples de cas ana- 
logues; mais les deux que je viens de citer, de Hellas et Libya, suffisent pour 
donner une idée de ce genre de variations observées. Pour ces deux cas, la série 
d'événements que je viens de décrire a été observée dans le laps de temps compris 
entre les six oppositions de 1879 à 1888. Il ne faudrait pourtant pas en conclure 
que ces variations soient lentes et exigent des périodes d'une durée séculaire. 
Il est possible et même^ dans certains cas, très vraisemblable que les faits cités 
se renouvellent périodiquement, à chaque révolution de Mars. Mais, à chaque 
nouvelle opposition, le point où se trouve la planète sur son orbite est situé à 48° 
de longitude en avant du point où elle se trouvait lors de l'opposition précédente ; 
par suite, les saisons de Mars avancent de | de la période entière, entre une oppo- 
sition et la suivante ; et cette circonstance nous permet de retrouver la série des 
phénomènes qui ont lieu à la surface de Mars, bien qu'une partie de ceux ob- 
servés appartienne à une révolution et la partie consécutive à la révolution 
suivante. Un météorologiste pourrait étudier de la même manière le mouvement 
du climat d'une région s'il répartissait sur plusieurs années les observations des 
divers mois et s'il faisait ses observations, par exemple, en janvier 1888, en 
février 1889, en mars 1890, etc., les dernières en décembre 1899. 

B. — Les régions continentales qui blanchissent suivant l'obliquité. 

Nous avons vu que souvent les régions d'un caractère douteux sont plus claires 
dans les positions obliques au voisinage des bords de la planète qu'au méridien 
central; cette observation s'étend aussi à quelques régions d'un caractère pure- 
ment continental. Il faut citer particulièrement, à cet égard, les deux régions 
polygonales ou presque rondes qui sont désignées sur la carte par les noms de 
Elysium et de Tempe. Ces régions sont d'un blanc d'éclat variable, mais, en tout 
cas, moins brillant que celui des pôles. Ce blanc s'aperçoit plus habituellement 
lorsque ces régions se trouvent au voisinage du bord du disque de Mars, et je 
l'ai souvent observé même quand, quelques heures avant ou après, ces régions, 
à leur passage par le méridien central, n'avaient rien offert d'extraordinaire. 

Les transformations analogues de l'île Argyre sont tout particulièrement inté- 
ressantes : cette île, en certaines circonstances, est devenue si brillante sur son 
bord qu'elle a fait illusion aux observateurs et que ceux-ci l'ont prise pour une 
tache polaire. Cette île avec son éclat intense avait déjà été remarquée par 
Dawes en 1852 ; les savants anglais qui ont étudié Mars la désignent sous le nom 
de Dawes'-Snow-lsland (île neigeuse). Par contre, je l'ai vue souvent d'une cou- 
leur jaune ou même rouge foncé, au voisinage du méridien central. Je considère 
comme analogue la nature de l'île voisine. Celle-ci est désignée par le nom 
d'Argyre H; elle est plus petite et située plus au Sud; son existence ne s'est 
révélée à moi que le 8 novembre 1879. Elle se trouvait sur le bord gauche de 
Mars, et son éclat était plus faible que celui de la région polaire; en passant au 
méridien central, elle présenta une couleur rouge trouble et une faible clarté. 



IfiSS SCIIUI'AIIELLI. - CONSTITUTION niVSIQUE DE MARS. *4i 
ladépendamment de ces changemeots de couleur subordonnés îi la rotation 
diurne, on remarque des changements analogues dans les régions continentales i 
mais ceux-ci sont plus lents et souvent ils embrassent des régions très étendues. 
Tel est celui qui eut lieu pendant les années 1877 à 1879, sur la grande n^gion 
qui s'étend entre les méridiens de liO" et de 170" jusqu'à 40" do latitude nord, et 
qui est connue sous le nom de mer Slrcnum. Cette mer présenta sur toute sa 
surrace, notamment dans sa partie supérieure, voisine de la mer susdite, un 
éclat bien plus grand que celui des autres régions continentales. 

A cette classe appartiennent aussi les observations faites par moi, da 1S7T k 
tSS2, sur une petite tache d'un blanc clair, qui se trouvait t l'extrémité gauche 
du Népenthès, par 369" de longitude et 17" de latitude nord. Je vis cctto tache 
pour la première fois le 1-1 septembre 1877 ; elle avait un diamètre de 8" environ 
et elle était Ù, peu près carri^e; elle brillait bien plus qu'aucune autre partie de la 
planète et en mfme temps elle présentait des contours bien distincts. Cetto 
tache, dont j'ai pu, sans hésitation, comparer la blancheur à celle des taches 
polaires australes, était encore visible le il octobre. J'observai le même phéno- 
mène, au même endroit, pendant l'opposition suivante, de novembre 1879 ù. jan- 
vier ISSOi la grandeur n'avait pas changé, feulement la Qgurc était devenue à 
peu près ronde. Surpris de la constance de cette tache claire, je lui donnai le 
nom deNis Atlautica. Je la vis de nouveau, pendant l'opposition de 1881 à 1882. 
de novembre à mars, mais pas toujours avec la même facilité; elle présentait 
des différences d'aspect et des variations d'éclat qui pouvaient bien ne pas Olro 
toujours imputables it la différence de netteté de l'image télescopiquc. Mais je 
l'ai cherchée vainement dans les oppositions suivantes, et elle était encore in- 
visible cette année. Si son apparition dépend de la période des saisons de Uars. 
nous devons nous attendre i. la revoir pendant les oppositions de 1892 &■ 1897, et 
il est facile d'apprécier de quelle importance sera sa réapparition pour l'étude de 
la constitution physique de cette planète. 

Une tache analogue, mais bien plus petite et difficile (Nis Olympica) s'est 
montrée avec une grande persistance en 1879, par 129" de longitude et 21" do 
latitude nord; son diamètre pourrait être de i" ou pas beaucoup plus. Je n'avais 
pas vu cette tache en d'autres oppositions; je ne l'ai pas revue. D'autres taches 
apparaissent, tantùt par ci, tantôt par là, dans les diverses parties des régions 
continentales; elles sont d'un blanc plus ou moins vif et plus ou moins pur, 
généralement pendant quelques jours et sans aucune loi apparente. C'est ce qui 
est arrivé assez souvent, pendant les dernières oppositions, le long de la rive 
droite de la Syrtis Magna, et sur le littoral qui va de là au Sinus Sabœus, ainsi 
qu'en plusieurs autres endroits. Souvent une partie notable du disque se montre 
parsemée de taches blanches, ce qui a eu lieu, par exemple, le 18 et le 19 janvier 
1882, dans les pays entre le Gange et l'Iris et le 31 janvier entre le Nilosj'rtis et 
l'Indus. 11 est arrivi'i aussi que des bandes blanches, sous forme de ceintures 
régulières, d'une largeur uniforme, se répandaient un peu obliquement, du Nord- 
Est vers le Sud-Uuesl, avec une faible inclinaison sur les méridiens. 




442 LA PLANÈTE MARS. 



C. - Les variations de ton des mers. 

Les mers présentent, elles aussi, de très remarquables changements de cou- 
leur, mais plus lentement et plus régulièrement. Au point où en sont arrivées 
les études que j'ai commencées, j'ose affirmer qu'en passant du méridien central 
aux positions obliques, sous Tinfluence de la rotation diurne, elles ne changent 
pas de couleur. J'ai à maintes reprises suivi les changements de couleur de l'île 
d'Argyre, qui virait du rouge foncé au blanc le plus brillant, au fur et à mesure 
que l'inclinaison du rayon visuel augmentait, sans que l'on eût constaté aucune 
variation dans la couleur ou dans l'obscurité des mers environnantes. J'ai observé 
plus d'une fois le même phénomène sur la petite île Œnotria, dans la Syrtis 
Magna. Ce fait prouve que la surface de ces mers est, dans un certain sens, dif- 
férente de celle des autres régions considérées jusqu'à présent; en tout cas, il 
doit être regardé comme fondamental dans l'étude de la nature physique de Mars. 

Il n'est pas moins certain que, d'une opposition à l'autre, on aperçoit, dans les 
mers, des changements do tons très remarquables. Ainsi, les régions nommées 
mer Cimmcrium, mer Sirenum et la(?du Soleil, qui, pendant les années 1877 à 1879, 
pouvaient être mises au nombre des plus sombres de la planète, sont devenues 
de moins en moins noires, pendant les oppositions suivantes, et en 1888 elles 
étaient d'un gris clair qui suffisait à peine à les rendre visibles dans la position 
bien plus oblique où elles se trouvaient toutes trois. Pendant ces années 1877 à 
1879, la Syrtis Magna et le Nilosyrtis ont paru très noirs, mais en 1888 le Nilo- 
syrtis n'avait pas varié, tandis que la Syrtis Magna (à part une petite raie au- 
dessous de reinbouchure du Népenthès et quelques autres zones très étroites) 
était devenue si claire qu'elle se détachait très peu sur les régions avoisinantes, 
notamment sur la Libye. La mer Erythrée était devenue très claire, elle aussi, à 
Texception de ses trois golfes, le Sinus Sabajus, le Margaritifer Sinus et TAu- 
rorae Sinus, qui, par conséquent, auraient pu être désignés, non comme trois 
golfes, mais bien plutôt comme trois grandes îles isolées. Par contre, au même 
moment, la mer Acidalienne et le lac Hyperborée ont paru très foncés; ce dernier 
paraissait en effet très noir, bien qu'il no fût pas sous une plus faible inclinaison 
que la Grande Syrte et les mers méridionales mentionnées plus haut. L'état des 
régions appelées mers n'est donc pas constant : cela est indubitable. Peut-être la 
modification qui se produit est-elle en rapport avec les saisons de la planète. 

• 

D. — Les canaux. 

Lorsque l'on considère sur la carte I le grand golfe placé au-dessous de l'équa- 
teur de la planète, par 290« de longitude, on voit qu'il se prolonge vers le Nord 
jusqu'au delà du 45» parallèle par un long appendice appelé Nilosyrtis. C'est une 
bande ordinairement très sombre qui même (peut-être par contraste avec les 



1888 



SClUAPAnELLl. - LES CANAUX. 



Wi 



espaces liiiiiineux qui l'environnenti parait souvent tout à fait noire : sa lorgâur, 
de 4° ou S" à peu près, paratt esactemoal uniTormâ daBs la partie septentrionale 
nu delà du 20* parallèle nord. Bes bords sont sensiblement tranchés, et leur par- 
cours général est courbé d'une maniôro ré^lîère ; il y a bien l'apparence de 1res 
petites dentelures sur touto leur longueur, mais il ne m'est jamais arrivé de voir 
ces dentelures une i. uae. Si les taches sombres de la planète sont des mers, uni! 
sombloblo formation doit être considérée comme un c&Ttal; nous emploierons ce 
nom sans nous prononcer sur la vi-ritable nature <\o. la chose. 

Le Nilosyrtis n'est pas le seul canal rpii existe sur Mars, mais c'est de beaucoup 
le plus large elle plus visible; on le trouve déjà dans les dessins de âcbrœter et, 
pendant les trente dernières années, il a été remarqué par un grand nombre d'ob- 
servateurs. Secchi, en 1858, et Dawes, en 1864, ont reconnu d'une manière plus 
ou moins distincte l'existence de plusieurs autres lurmations analogues; leur 
nombre s'est imulti plié dans les derniers temps d'une manière inattendue, et il est 
maintenant hors do doute que ces canaux forment un réseau fort compliqué, 
qui couvre toutes les régions continentales de la planète. 

Le Planisphère I {voy. p. 440) a donné une représentation schématique de ce 
réseau, comprenant h peu près tons les canaux dont j'ai pu constater d'une ma- 
nière distincte l'existence par los observations de 1817 à 1888. Par le mot sché- 
mslique, j'entends dire que les lignes ou bandes du réseau sont tracées de ma- 
nière à donner approximativement la longueur et la direction de chaque canal, 
les rapports de position des uns à l'égard des autres, et la forme des polygo- 
tiations qui en résultent, sans tenir aucun compte ui du leur degré do colo- 
ration ou d'obscurité, ni de leur largeur (& l'exclusion du Nilosyrtis qui est 
il'une largeur tout ù fait exceptionnelle), ni de leur apparence plus ou moins 
nettement définie sur les deux bords, ni do la duplication & laquelle beaucoup 
d'entre eux sont sujets à certaines époques. Eu effet, ces éléments de visibi- 
lité, de largeur et de forme sont plus ou moins variables d'une opposition à l'autre, 
et même d'une semaine it l'autre pendant la même opposition; et leurs variations 
ne sont pas simultanées pour tous les canaux, mais dans la même région et à la 
même époque, elles peuvent être très différentes d'un canal & un autre caual 
contign. Il s'ensuit de là qu'on peut bien concevoir une représentation de ces 
canaux, correspondante à uuo époque donnée; mais qu'il est impossible d'en 
tracer une carie permanente. Qu'on ne s'attende donc pas à trouver une ressem- 
blance exacte (ou m3me approchée I entre notre P/, / et l'aspect des canaux do 
Mars; car une telle ressemblance n'est possible ni d'une façon absolue, ni même 
pour uu espace de temps un peu long. Chaque canal de la carte désigne tout 
simplement un espace linéaire, ou plutôt une bande étroile, sur laquelle 
peuoent se déoelopper dans la suite des temps les différentes apparitîoiis qui 
sr rattachent A un canal déterminé. On voit donc que cette carte (en ce qui 
regarde les canaux) n'est qu'une sorte d'index topographiqoe, nécessaire pour 
l'intelligence et la coordination des détails très nombreux et très variables qu'on 
observe à chaque instant sur les différentes régions. Une telle représentation ne 



444 LA PLANÈTE MARS. 

peut pas servir à la description de l'aspect physique des canaux ; mais elle suf- 
fira complètement à montrer les propriétés géométriques et topiques du réseau 
et de ses éléments. 

On verra en premier lieu que, pour la plus grande partie, les canaux suivent 
un cours peu différent de celui d'un grand cercle de Mars. Il y a cependant 
quelques exceptions, dont le Phasis, le Simoïs, le Gehon, Tlndus, le Boréosyrtis 
et surtout le Nilosyrtis offrent les exemples les plus remarquables. 

On constatera ensuite une autre propriété, qui est tout à fait générale : tout 
canal aboutit par ses deux termes, soit à une mer ou à un lac, soit à un autre 
canal ou à Tintersection de plusieurs autres canaux. Je ne me rappelle pas avoir 
jamais vu une des lignes s'arrêter court au milieu de l'espace continental, en 
forme de tronc isolé et sans connexion ultérieure. Ce fait est de la plus grande 
importance pour l'étude de la nature de ces formations. 

Les canaux peuvent se couper deux h deux, sous tous les angles possibles. Il 
existe sur la planète plusieurs régions où trois, quatre, même six ou sept, se 
rencontrent sur un petit espace ; cet espace est alors ordinairement distingué 
par une tache plus sombre, ou un lac, dont la grandeur et l'apparence peuvent 
varier entre certaines limites. Un nœud très important de cette espèce est le lac 
du Phœnix (long. 108«, lat. australe 16°) formé par la rencontre de sept canaux, 
Agathodflemon, Eosphoros, Phasis, Araxes, Eumenides, Pyriphlégéthon, Iris, qui 
en divergent sous forme d'étoile assez régulière. Un autre nœud moins régulier, 
appelé Trivium Charontis (long. 195», lat. boréale l?») est formé par la rencontre 
plus ou moins excentrique de Cerberus, Laestrygon, Tartarus, Orcus, Erebus, 
Hades et Styx. Dans le Lacus Ismenius (long. 335o, lat. boréale 40°) convergent 
l'Euphrates et son prolongement boréal, Protonilus, Deuteronilus, Astaboras, 
Hiddekel, Jordanis. Il est facile de reconnaître plusieurs autres exemples sur la 
carte, comme Propontis, Lacus Niliacus, Lacus Tithonius, Lacus Lunao et le 
Nodus Gordii, le plus étendu et le plus imparfaitement marqué de tous. 

On voit aussi, par l'examen de la carte, que la longueur des canaux peut être 
très différente; plusieurs ne dépassent guère 10« ou 15** (Xanthus, Scamander, 
Eosphoros, Nectar, Ambrosia, Issedon). D'autres, au contraire, suivent sans irré- 
gularité sensible une ligne de grande étendue qui atteint quelquefois au quart de 
la circonférence de la planète; tels sont l'Euphrates, qui avec son prolongement 
boréal arrive de Téquateur jusque près du pôle nord, et l'Erebus-Achéron, qui 
occupe 90* au moins : en considérant comme prolongations de ce dernier le Dar- 
danus d'un côté et le Cerberus de l'autre qui paraissent s'y rattacher sans so- 
lution appréciable de continuité, on aurait une ligne étendue sur une longueur 
de 160» environ, du lac Niliacus jusqu'à la mer CimiA^rium. 

La grande uniformité et la composition de tout le système a quelque chose 
d'étrange et d'inattendu, et l'on serait presque tenté de rechercher si la distri- 
bution des lignes n'est pas sujette à quelque loi simple, de même qu'autrefois 
Élie de Beaumont avait pensé pouvoir assujettir les directions des grandes mon- 
tagnes de la Terre à son fameux réseau pentagonal. J'ai lieu de croire qu'une 



SCIIIAPARELLI. - LES CANAUX. 



145 



semblable recherche aurait à présent peu de probabilité d'aboutir À dos résultats 
plausibles; de plus, il oc faut pas oublier que notre esquisse est loin d'être assez 
exacte et asse?, complète pour un tel but. 

Je vais essayer maintenant do signaler d'une manière gùnénle les difTéreuts 
aspects physiques sous iesqiiola peut se présenter un canal quelconque de la 
planète. 

E. — VAnrATiONS dans les aspects des canaux. 

la] Un canal peut être plus ou moins longtemps iitmsible. Sur quoi il faut re- 
marquer qu'il ne s'agit pas ici do l'iuviaibililô produite par les mauvaises circon- 
stances de l'observation, mais bien d'une invisibilité riielle, qui persiste dans des 
conditions d'image et d'atmosphère suffisantes pour bien montrer le canal h 
d'autres époques. De plus, l'Idée d'invisibilittî doit être ici prise relativement 
aux moyens optiques dont j'ai pu disposer pour ces recherches {']; c'est-ft-diro 
qu'elle n'exclut pas la possibilité de voir le môme objet avec un instrument de 
puissance plus considérable. Voici uu exemple bien frappant de cette invisibilité. 
Pendant les .soirées des 2 et 4 octobre (877, par une atmosphère excellente, le 
diamètre apparent de la planète étant de 21', la région continentale entre le Mar- 
garitifer Sinus et l'Âurora; Sinus était tout à fait claire et dépourvue de canaux, 
sans le plus petit indice de taches quelconques; Indus, Hydaspes, Jamuna. 
Hydraotes complètement invisibles. Cet état de choses persistait encore le 7 no- 
vembre, le diamètre apparent étant de lô*. Quatre mois plus tard (31-26 fé- 
vrier I87S), l'Indus était parfaitement visihtc, le diamètre apparent étant réduit 
h 5', 7. Pendant l'opposition de 1879, l'Indus demeura toujours très évident; le 
SI octobre (diamètre apparent 10'}, parut l'Ilydaspes pour la première fois, et la 

27 novembre (diamètre apparent 17', 5| j'eus la première vue de la Jamuna. Le 

28 novembre, tous les trois. Indus, Hydaspes et Jamuna, étaient larges, noirs et 
visibles au premier coup d'œil. L'IIydraotes a été diîcouvert en 1882, le diamèlre 
apparent étant de 14°. Tous ces canaux sont restés plus ou moins visibles pendant 
toutes les oppositions suivantes; mais, dernièrement |I888). Indus et Hydaspes 
étaient redevenus très difficiles. Sans fatiguer le lecteur par l'exposition d'autres 
cas semblables, je considère comme bien établi que les canaux do Mars peuvent 
devenir invisibles à certaines époques. 

\b) Dans beaucoup de cas, la présence d'uu canal a commencé h. ae rendre sen- 
sible à l'œil d'une manière très vague et indéterminée, par une légère ombre qui 
s'étendait irrégulièrement dans le sens de sa longueur. H est difficile de dËcrire 
exactement un semblable état de choses, qui est en quelque sorte la limite entre 
la visibilité et l'invisibilité. Quelquefois j'ai cru reconnaître que ces ombres no 

(') Pour les oppositions de 1677. 1379-SO, ISSt-S!!, 1S8i, un réfracteur de Merz de 
8 pouces; pour l'opposition do 1888, un réfracteur de 18 pouces du même auteur. L'oppo- 
sition de 1886 n étâ observée en partie avec Tun et en partie avec l'autre de ces deui 
instruments, qui doivent éire rangés parmi les plus parfaits igui existent de ces di- 
mcuaions. 



à 



446 LA PLANÈTE MAKS. 

sont en réalité qu'un simple renforcement de la couleur rougeâtre qui domine 
sur les continents, renforcement peu intense d'abord, qui ne devient visible qu'à 
Taide de sa largeur assez considérable, dont cependant on ne saurait assigner ni 
la mesure ni les limites. D'autres fois, l'apparence a été plutôt celle d'une bande 
grisâtre et estompée, comme un léger nuage oblong. C'est par l'une ou par 
l'autre de ces formes indéterminées que, en 1877, j'ai commencé à reconnaître 
l'existence de Phison (4 octobre), Ambrosia (22 septembre), Oyclops (15 sep- 
tembre), Eunostos (20 octobre) et de beaucoup d'autres. Des exemples analogues 
n'ont pas manqué non plus dans les oppositions suivantes. 

(c) Très souvent les canaux ont l'aspect d'une bande grise estompée des deux 
côtés, ayant au milieu un maximum d'intensité, qui peut être assez sombre 
pour donner l'idée d'une ligne plus ou moins bien marquée. Cet état présente un 
certain nombre de variétés, selon la prépondérance de cette ligne centrale sur 
les parties nébuleuses latérales, sous le double rapport de la largeur et de l'inten- 
sité. Les bandes ainsi formées sont ordinairement assez régulières, sans exclure 
toutefois la possibilité de certaines anomalies dans la largeur et dans l'intensité 
de l'ombre, anomalies que la puissance de la lunette employée peut ordinaire- 
ment faire soupçonner, rarement mettre en complète évidence. Le cas d'une 
structure différente des deux côtés est très rare; cela a été constaté indubitable- 
ment le 30 janvier 1882 pour le Gehon, dont le côté seul était estompé, l'autre 
étant bien défini; et pour l'Euphrates, le 19 du même mois, qui était nébuleux à 
droite et bien défini à gaucbc. En 1879, plusieurs canaux ont montré le long de 
leur parcours une structure inégale, qui changeait peu à peu d'une extrémité 
à l'autre. Laestrygon, Tartarus, Titan, Gigas, Gorgon, Sirenius étaient minces, 
noirs et assez bien définis à leur extrémité australe, qui débouche sur la mer 
Sirenum ou la mer Cimmerium en pénétrant vers le Nord ; dans la région con- 
tinentale, ils s'élargissaient en forme d'une queue de comète, et finissaient en 
forme d'ombre large et mal terminée à l'extrémité boréale. La même année, 
TAstapus sortit du Nilosyrtis très mince et bien défini; il s'élargissait considé- 
rablement et allait se perdre dans l'Alcyonius sous l'aspect d'une ombre large et 
fort légère. C'est par suite de semblables défauts d'uniformité dans les canaux 
environnants, que la région claire appelée Elysium affecte souvent la forme 
circulaire, quoiqu'elle soit encadrée dans une espèce de pentagone de cinq 
canaux i 

(d) Le type le plus parfait des canaux, que je regarde comme lexpressiou de 
leur état normal, est une ligne sombre (quelquefois tout à fait noire) et bien dé- 
finie, qu'on dirait tracée à la plume sur la surface jaune de la planète. L'aspect 
des canaux dans cette phase de leur existence est très uniforme sur toute leur 
longueur, à fort peu d'exceptions près; leur cours général est régulier; et, dans 
les occasions très rares où il a été possible de distinguer nettement les deux 
bords l'un de l'autre, j'ai pu y remarquer de très petites sinuosités ou dentelures. 
Ce cas s'est présenté, en 1879, pour Euphrates et Triton, et pour Ganges en 1888. 
Chaque bord est, du reste, parfaitement tranché, aussi parfaitement que les 



SCHIAPARELLI. — LES CANAUX. 



447 



bords des continents sur les mers | ■). La largeur est très différente d'un canal à 
l'autre, depuis le Nilosyrtis, qui peut arriver ou même dépasser 5" (300 kilo- 
mètres), jusqu'à de simples lignes sans largeur appréciable, telles que Galaxias, 
Issedon, Anubis et Erynais en 1882, ^thiops en 1888, dont la largeur probable- 
ment ne dépassait pas !• (60 kilomètresl. Cette largeur est uniforme, à très peu 
d'oïceptions près; cependant Jamuna et Iris, on 1879, Hades et Athj-s, on 1882, 
Nilokeras, en 1886, ont montré des exemples bien certains decanaus plus larges 
& une eitriSmit»; qu'à l'autre. 

La largeur d'un même canal peut changer avec le temps entre des limites très 
différentes, depuis le filet à peine perceptible dans les meilleures conditions 
atmosphériques, jusqu'à une large bande noire visible au premier coup d'œil, 
Nous avons un exemple bien remarquable de ces variations dans l'histoire du 
Simols, qui, invisible en septembre 18TT, se présentait en octobre comme une 
ligne extrêmement fine. En 1870, il était noir et assez large pour compter parmi 
les canau:i les plus considérables. Au commencement de janvier 1879, le Simols 
était aussi large et aussi noir quo lo Nilosyrtis; largeur estimée 4°. En même 
temps parut, à droite du Simoïs, le canal appelé Ascanius; et la portion de con- 
tinent comprise entre l'Ascauius et le Simoïs (voir la carte) prit une teinte 
beaucoup plus sombre que les régions environnantes. Malheureusement cette 
partie de la planète n'a pu être bien observée les années suivantes, sa position 
dtant trop australe et trop voisine du bord. 

Un cas tout à fait identique a été otTert par le Triton dont, en 1877, j'ai pu voir 
seulement la moitié à droite entre le Léthes et le Nèpenthès. Dans les opposi- 
tions suivantes, il a été possible de le suivre tout entier depuis le Népcnthès 
jusqu'à la mer Cimmerium, avec plus ou moins de facilité. Mais, dernièrement 
(en mai 1888|, il devint estraordinairemont largo, et formait un vaste détroit. Et, 
ce qui est bleu remarquable, la Syrtis Parva s'est élargie considérablement aux 
dépens de la Libya et cette dernière s'est fort assombrie, comme je l'ai déjà 
rappelé plus haut. Cette coTucidoncc de l'élargissement du Simols et du Triton 
et de l'assombrissement d'une vaste région contigue n'est probablement pas un 
simple hasard. Du reste, tous les canaux de la planète paraissent plus ou moins 
sujets à de semblables variations. Le Nilosyrtis lui-même m'a offert un maximum 
de largeur en 1883 et un minimum eu I88C: mais la difTérencc entre le maximum 
et le minimum était, dans ce cas, bien moins considérable. Nous savons aussi par 
les observations de Dawes et de Secchi, que l'Hydaspes en 18(>4 et en 1858 était 
un des canaux les plus visibles, ce qui n'a plus eu lieu pendant la période de mes 
observations (1877-1888|. Et M. Van de Sande Backhuyzen a reconnu, dans les 
dessins de ScbrœCer, l'existence de taches sombres considérables qui n'ont plus 



(') Cette prëclsion du la limite entre les continents et les mers de Mars est niée ab- 
solument par quelques observateurs. Un coup d'o9il sur la planète, telle qu'an la voit 
dans nos deux réfracteurs de Milan, suffirait pour les détromper. Il y a naturellement 
exception à fuire pour les régions de nature intermédiaire entre les mers et les conti- 
nents, oii le passage est quelquefois très graduel. (Scu.) 




448 LA PLANÈTE MARS. 

été observées de nos jours, et qui avaient sans doute pour cause des phénomènes 
do même nature. 

Un semblable fait s*est produit aussi sur une vaste échelle, dans le voisinage 
du pôle boréal, pendant les oppositions 1884-1886. Autour de la calotte blanche 
polaire, plusieurs canaux étaient devenus très noirs et très larges et, en même 
temps, les espaces interposés étaient devenus assez sombres. Lorsque la défini- 
tion du télescope était insuffisante, la confusion de tous ces détails produisait 
autour de la calotte blanche polaire une zone grise, et c*est probablement une 
semblable observation qui a donné naissance aux tracés d'une mer polaire bo- 
réale, qui n'existe pas. 

Les variations d'intensité d'un canal bien tracé embrassent simultanément toute 
sa longueur. Mais lorsque, par l'intersection avec d'autres canaux, il est partagé 
en plusieurs parties, il peut arriver que l'intensité, uniforme pour chaque partie, 
soit différente d'une section à l'autre. Nous avons déjà dit qu'en 1877, le Triton 
était visible seulement à droite du Léthé, et invisible dans la section entre le 
' Léthé et la mer Cimmerium. En 1879, le Phison a été très noir dans sa section 
boréale entre le Nilosyrtis et l'Astaboras, tandis qu'il était bien moins évident 
dans la partie australe, entre l'Astaboras et le Sinus Sabâeus. En 1882, Hydraotes 
était très délié dans sa section à gauche de la Jamuna, assez gros et visible (et 
même double) dans la section à droite du même canal. Dans ces cas, le change- 
ment d'intensité, en passant d'une section à l'autre, se fait par un saut brusque, 
sans transition appréciable, chaque section étant ordinairement bien uniforme 
dans toute son étendue. 

F. — Les doublements ou géminations des canaux. 

Nous allons considérer la dernière et la plus remarquable des transformations 
des canaux de Mars, celle qui donne naissance aux géminations. Ces phénomènes 
sont bien propres à imposer un frein à l'essor de notre imagination, lorsqu'elle 
veut essayer d'appliquer à Tétude physique de Mars l'analogie tirée des faits que 
nous observons sur la Terre. Un canal quelconque a été reconnu sous l'une des 
formes précédemment décrites, ou même sous plusieurs successivement; en peu 
de jours (ou peut-être d'heures), par un procédé de transformation dont le détail 
. a échappé jusqu'à présent, il se présente doublé et composé de deux bandes très 
voisines entre elles, ordinairement égales et parallèles : le cas d'une légère di- 
vergence ou d'une différence d'épaisseur étant assez rare. Dans plusieurs cas, il 
a été possible de constater, par la comparaison minutieuse avec les détails envi- 
ronnants, que l'une des deux bandes a conservé (exactement ou à peu près) l'em- 
placement du canal primitif; mais dernièrement, en 1888, j'ai pu me convaincre 
que cette règle n'est pas générale, et il peut arriver que ni l'une ni Vautre des 
nouvelles formations ne coïncident avec Vancien canal. L'identité de la direc- 
tion générale et de l'emplacement est alors seulement approximative ; toute trace 
de l'ancien canal disparaît pour faire place aux deux lignes nouvelles. 



w 



SCniAPAHELLI. - LES CANAUX. 



44fl 



La distance entre les deux ligues parallèles est fort différente d'une gL'uiina- 
tion k l'autre; la limite supérieure peut être estimée à 10° ou 12', même à iS» pour 
certaines géminatioûs très louguos et fmparraitement marquées, comme celles 
du Titan en iiS2 et du Gigas en 1H84. Quant & la limita inférieure, elle ne peut 
être déterminée que par rapport à la puissance du télescope employé et aux cir- 
constances de l'observation ; on 1888, i'rotonilus et CalUrrhoe étaient résolubles 
on deux lignes espacées do 3» au plus. Il arrive quelquefois qu'on puut cui^'âctu- 
rer qu' une ligne est double, par son aspect particulier, sans qu'on puisse séparer 
complètement les deux lignes composantes. Le dédoublement d'une ligne peut 
donc échapper même à un observateur attentif. 

La largeur, ordinairement uniforme et égale pour ces deux bandes, est très 
différente d'une gémination à l'autre, depuis une ligue d'épaisseur imperceptible 
jusqu'àS» environ. Le rapport de cette largeur des bandes h l'intervalle lumineux 
qui les sépare est très variable. Ordinairement l'intervalle est plus large que 
chacune des bandes; souvent il a été égal ou même un peu plus étroit. 

La couleur est presque toujours la même dans ces deux bandes, sous le double 
rapport de la qualité et de l'inteasité; mais elle présente des variétés considé- 
rables d'une gémination à l'autre. Elle est généralement noire, ou du moins, 
foncée dans les géminations composées do lignes très minces; les bandes plus 
larges sont rarement noires ou brunes | un cas remarquable a été la gémiuation 
du Cyclops en 1883, si forte et si marquée, que nul autre objet sur le disque ne 
pouvait lui être comparé) ; elles se montrent assez souvent d'un rouge-brique de 
nuance plus ou moins sombre. Quelques bandes ont été tellement pâles, qu'on 
pouvait à peine en constater la présence sur le fond jaune de la planète, malgré 
une largeur considérable de plusieurs degrés. En diverses occasions, j'ai pu 
constater que l'intersection de ces bandes plus pâles avec un autre canal produit 
un renforcement sensible de couleurdans la place de l'intersection. Je suis porté 
k croire que, dans tous les canaux doublés, la couleur est toujours la même en 
qualité, et que les difl'érences ne regardent que l'intensité. 

i5i un canal double est coupé en deu.i sections par un autre cunal, et si l'une 



^< 



EUrBiBauiBL-iiL Jus iIbUï liandw J'UQ oaiia,!, prta il'iiui: iulcrseuliuii. 

des bandes est plus large ou plus intense d'un côté de l'iatcrsection, l'autre bande 
si, comme le montre la Bgure ci-dessus (flg. 231 (. Tels ont été Antnus- 
Kunostos en 1882, Euphratos en 188S. Si l'une d'elles est très mince ou peu visible 
d'un côté de l'intersection, l'autre sera aussi très mince ou peu visible, et, dans 
ce cas, il peut arriver que l'une des deux manque complètementou soit invisible. 
On a alors l'exemple d'un canal qui est double dans une section de sou cours et 



450 LA PLANÈTK MAIIS. 

simple dans une autre section. Cerberus, Hydraotes, Achéron ont fourni de pareils 
exemples en 1882. 

Quelquefois les deux lignes sont régulières et leurs axes parfaitement paral- 
lèles; mais le tout est entouré d'une espèce de pénombre, comme Cerberus en 
1882, Ilebrus en 1888. Mais, dans le plus grand nombre de cas, les deux lignes 
sont tracées avec une régularité absolue et tout à fait géométrique; l'uniformité 
de la largeur, de la couleur et de l'intervalle est complète." Leur examen, fait 
dans d'excellentes circonstances avec des grossissements variés, depuis 322 
jusqu'à 050, n'a pu faire découvrir la plus petite irrégularité, ni môme un soupçon 
d'irrégularité: tout parait tracé avec la règle et le compas. Telles ont été, entre 
autres, en 1882, Cyclops, Euphrates, Phison, Jamuna, Hephaestus; en 1886, Hy- 
draotes; en 1888, Euphrates, Phison, Astaboras, Protonilus, Callirrhoe. S'il exis- 
tait quelque trace d'anomalie dans le canal simple primitif, elle disparaît com- 
l)lètement après la gémination. Des canaux sensiblement courbes ont môme 
donné naissance à des géminations parfaitement droites, comme la Jamuna en 
1882 et la Boreosyrtis en 1888. Il y a, en un mot, une tendance prononcée à l'uni- 
formité plus absolue et à la suppression de tout élément irrégulier. 

L'aspect d'une gémination change souvent suivant les époques. En 1882, les 
deux bandes de l'Euphrates montraient une sensible convergence du côté du 
Nord : l'une d'elles était à très peu près dirigée suivant un méridien de la pla- 
nète. En 1888, les deux bandes étaient absolument équidistantes dans toute leur 
extension entre le Sinus Sabœus et le lac Ismenius; leur angle avec le méri- 
dien était, au point moyen, 8° ou 10** environ. Elles étaient minces et bien défi- 
nies en 1882; en 1888, les deux bords de chacune étaient estompés, leur couleur 
était plus claire, leur intervalle était sensiblement moindre qu'en 1882. De même, 
pour rilephœstus, les deux larges bandes rougeàtres de 1882 étaient réduites en 
1888 à des lignes plus fines et do couleur plus sombre, l'intervalle mitoyen était 
réduit à la moitié. Une semblable réduction de l'intervalle paraît avoir eu lieu 
pour le Protonilus. 

La gémination dos canaux s'accomplit dans un intervalle de temps relative- 
ment court, et par une métamorphose rapide. Assez souvent il a été possible 
(le restreindre, par des observations sûres, à un petit nombre de jours la limite 
de cette durée. Quelquefois la métamorphose a été complète dans l'intervalle 
de vingt-quatre heures, entre deux observations consécutives. Autant que j'ai pu 
en juger, le phénomène a lieu simultanément sur toute la longueur du canal 
doublé. 

Dans un petit nombre de cas, il a été possible de constater quelques phases du 
procédé de gémination. Pendant le mois de janvier 1882, l'Euphrates a été visible 
Jusqu'au 18 du mois sans rien offrir de bien remarquable. Le 19, il parut consi- 
dérablement plus large et un peu nébuleux du côté gauche. Le 20, un brouillard 
dense m'empêcha d'observer. Le 21, la gémination était complète et tout à fait 
évidente. Dans le même mois de janvier 1882, le Ganges s'est montré simple 
jusqu'au 12. Le 13, il parut accompagné, i\ droite, d'une légère bande lumineuse, 



i:iim'Aiii:i.Li, — les canaux. 



ih] 



qui le côtoyait sur toute sa longueur iX une distance de 5- environ outre le l.acus 
Luna; et le Fous Juveatœ. Cette bande n'était plus visible le 16 et ie l'J; toute la 
région environuante était parsemée Je taches blanches. Ces taches n'existaient 
plus le 20; mais la bande nouvelle avait reparu, plus noire, plus étroite et mieux 
définie, cette fois ; elle ressemblait au Ganges, quoiqu'elle fût un peu plus faible : 
le Ganges était doublé, et son aspect ne changea plus jusqu'à la fin des obser- 
vations de cette année 1882. L'apparition d'une nappe blanche ou blanchâtre de 
part et d'autre d'un nanal à l'époque de son doublement a été sis-aalée plusieurs 
foia: on 188'J pour le Thoth, en IB88 pour le Protonilus et le Népenthès : cette 
nappe blanche se montrait très distinctement entre les deux lignes de la gémi- 
nation. 

J'ai vu assez fréquemment les deux lignes se dégager simultanément d'une 
nébulosité grise plus ou moins intense, allougOe dans la direction du canal; j'iu- 
dine même à conclure que cet état de nébulosité est un phénomène essentiel 
dans la production des géniinations. Mai^s il Jie faut pas croire qu'il s'agisse ici 
d'objets cachés par une espèce de brouillard, qui deviennent visibles par sa dis- 
parition. Autant que j'ai pu en juger, ce qui apparaît sous l'aspect de nébulosité 
■ n'est point un obstacle à la vision d'objets préesistants, mais c'est plutôt une 
matière dans laquelle se prononcent des formes qui n'existaient pas. Pour expli- 
quer ma pensée, je dirai que le proci'-dé n'est pas comparable h des objets qui se 
dégagent d'un brouillard devenu plus rare, mais plutôt à une multitude de soldat» 
dispersés irrégulièrement, qui. peu à peu, so forment en rangs et en colonnes. 
Jo dois ajouter que ceci doit être considi^ré comme une impression, et non comme 
le résultat réfléchi d'observations proprement dites. 

Puisqu'il y a une époque d'apparition pour les géminations. il faut qu'il existe 
aussi une époque où elles disparaissent ou s'etTacent de quelque manière. Mal- 
heureusement, je n'ai encore pu rien observer de bien sûr k l'égard de cette 
phase du phénomène. Je puis seulement dire que plusieurs gémînations de 1882 
n'étaient plus visibles dans les oppositions suivantes; le canal était redevenu 
simple, ou même avait disparu entièrement. Dans beaucoup de cas, l'éloignemeut 
de la planète ou l'état insuffisant de l'atmosphère terrestre donnait une explica- 
tion plausible ou du moins possible des géminations disparues. Je crois que le 
caractère de ces phénomènes est périodique. Réellement, on ne pourra affirmer 
sans hésitation une telle périodicité qu'après les avoir vues paraître et disparaître 
plusieurs fois de suite; cependant les observations faites jusqu'à présent suffisent 
pour la rendre probable. En IS77, aucune trace de gémination n'a pu être con- 
statée pendant les semaines qui ont précédé ou suivi le solstice austral. Un seul 
cas isolé a été remarqué en 187!' : le '26 décembre, j'ai constaté la duplicité du 
Nilus entre lo Lacus Luna? et la large traînée appelée Coraunius. C'était un mois 
ttvanl l'équiuoxe verual, correspondant au passage du Soleil de l'hémisphère 
austral à l'hémisphère boréal de la planète. Ce phénomène me surprît un peu, 
mats je le considérai alors comme quelque chose d'accidentel. Pendant l'oppo- 
sition I881-S3, j'ai jittendu la répétition du in^me Tait; il te produisit, fii effet, 




452 LA PLANÈTE xMARS. 

mais un mois après l'équinoxe vernal, le 12 janvier 1882. A cette époque, plusieurs 
autres géminations avaient déjà paru, et bientôt la planète eu fut remplie; en 
deux mois, depuis le 19 décembre jusqu'au 22 février, j'ai pu constater trente 
géminations. Pendant l'opposition de 1884, j'ai pu eu voir distinctement encore 
quelques-unes; plusieurs autres paraissaient probables, mais elles n'étaient plus 
assez distinctes. C'était de deux à quatre mois avant le solstice boréal. En 188G 
(à l'époque du solstice boréal, un mois avant et un mois après), la plus grande 
partie des géminations n'existait plus, beaucoup de canaux étaient redevenus 
simples, d'autres avaient disparu; toutefois plusieurs étaient enc